El Gran Telescopio Milimétrico - Large Millimeter Telescope

Transcripción

Imagen de 2MASS del Centro Galáctico
[2MASS/University of Massachusetts Amherst/
IPAC-Caltech/NASA/NSF]
Esperanza Carrasco • Itziar Aretxaga • William M. Irvine
(coordinadores)
EL GRAN TELESCOPIO MILIMÉTRICO
Dos países vecinos exploran juntos el cosmos
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica
University of Massachusetts Amherst
méxico
Miembros de los grupos de trabajo del Observatorio del Gran Telescopio Milimétrico, durante un taller en el Instituto Nacional de Astrofísica,
Óptica y Electrónica en Tonantzintla, México, en 2002. De arriba abajo,
y de izquierda a derecha: Daniella Malin, Kamal Souccar, Gary Wallace,
Edward L. Chapin, Luis Carrasco, Alfonso Serrano, David H. Hughes,
William F. Wall, Ronald L. Snell, James Lowenthal, Itziar Aretxaga, Alberto
Carramiñana, Celso Gutiérrez, Min S. Yun, Omar López-Cruz, Mark Heyer,
F. Peter Schloerb, William M. Irvine, Pablo S. Barrera, Rogerio Enríquez,
Ronna Erickson, Judith Young y Read Predmore.
AUTORES
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica
Itziar Aretxaga
Pablo S. Barrera
Alberto Carramiñana
Esperanza Carrasco
David M. Gale
David H. Hughes
Janina Nava
Alfonso Serrano
William F. Wall
Five College Radio Astronomy Observatory
Neal Erickson
Mark Heyer
William M. Irvine
Gopal Narayanan
F. Peter Schloerb
Ronald L. Snell
Kamal Souccar
Grant Wilson
Judith Young
Min S. Yun
Massachusetts Institute of Technology
Haystack Observatory
Sheperd Doeleman
Smith College Astronomy Department
James Lowenthal
Mechanical Engineering Research Laboratory, Decatur, Georgia
David R. Smith
Primera edición: 2006
Edición no venal
c 2006, Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica
D.R. ,
Luis Enrique Erro 1, 72840 Tonantzintla, Puebla
ISBN 968-9085-00-X
Impreso en México • Printed in Mexico
Índice general
Agradecimientos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
11
Presentación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
13
Prólogo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
15
1. Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
19
1.1 El Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica y la astronomía en México . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
20
1.2 La astronomía en la University of Massachusetts Amherst . . . . . .
25
1.3 Objetivos del proyecto gtm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
27
1.3.1 Ciencia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
27
1.3.2 Recursos humanos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
29
1.3.3 Desarrollo de nueva tecnología . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
29
1.4 El Gran Telescopio Milimétrico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
31
1.4.1 La antena . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
31
1.5 El sitio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
33
1.6 Instrumentación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
36
1.7 Interferometría de base muy larga con el gtm . . . . . . . . . . . . . .
39
1.8 Relación con otros telescopios milimétricos . . . . . . . . . . . . . . .
40
Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
40
2. La cosmología y el origen y la evolución de las galaxias . . . . . .
43
2.1 Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
43
2.2 Historia de la formación estelar ópticamente oscurecida . . . . . . .
44
2.2.1 Censos cosmológicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
45
7
8
El Gran Telescopio Milimétrico
2.2.2 Resolución del fondo de radiación del infrarrojo lejano al milimétrico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
48
2.2.3 Medida de la distribución de corrimientos al rojo de galaxias
oscurecidas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
50
2.3 Núcleos activos de galaxias a alto corrimiento al rojo . . . . . . . . .
51
2.3.1 Censos de la emisión de continuo y la emisión molecular . . .
52
2.3.2 El entorno de los núcleos activos de galaxias en ondas milimétricas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
55
2.4 Detección de las anisotropías del fondo de radiación cósmica de microondas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
56
2.4.1 Fluctuaciones primordiales del fondo de radiación cósmica .
58
2.4.2 Fluctuaciones secundarias del fondo de radiación cósmica debidas al efecto Sunyaev-Zel’dovich . . . . . . . . . . . . . . . . .
59
2.5 Estallidos de rayos gamma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
60
Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
63
3. Las galaxias del Universo local . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
67
3.1 Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
67
3.2 Distribución del gas molecular . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
67
3.3 Inestabilidades y formación estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
70
3.4 Exploración de las condiciones físicas del medio interestelar . . . .
72
3.5 Cartografía de galaxias cercanas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
73
3.6 Exploración de la Galaxia con la técnica de interferometría de base
muy larga . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
77
3.6.1 Cartografía del horizonte de sucesos de un hoyo negro . . . .
77
3.6.2 Aceleradores cósmicos: mecanismos de emisión y colimación
de los chorros relativistas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
80
Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
81
4. Formación estelar y medio interestelar en la Vía Láctea . . . . . .
83
4.1 Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
83
4.2 Procesos de formación estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
83
4.3 Astroquímica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
87
4.4 Pérdida de masa estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
89
Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
90
Índice general
9
5. Las ciencias planetarias y la astrobiología . . . . . . . . . . . . . . .
91
5.1 Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
91
5.2 Cuerpos pequeños . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
91
5.2.1 Cometas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
92
5.2.2 Asteroides, centauros y objetos del Cinturón de Kuiper . . . .
95
5.3 Atmósferas planetarias y satelitales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
97
5.4 Planetas extrasolares y discos protoplanetarios . . . . . . . . . . . . .
99
5.5 Astrobiología . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
101
5.6 Astronomía de radar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
102
Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
103
6. Desarrollo de nuevas tecnologías
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
105
6.1 Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
105
6.2 Superficie activa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
106
6.2.1 Corrección de errores debidos a efectos gravitacionales . . . .
106
6.2.2 Corrección de errores inducidos térmicamente . . . . . . . . .
109
6.2.3 Corrección de errores debidos al viento . . . . . . . . . . . . . .
110
6.3 Apuntado del telescopio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
110
6.4 El sistema de control y seguimiento . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
112
6.4.1 Enfoque general . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
112
6.4.2 Diseño orientado a objetos y automatización . . . . . . . . . .
112
6.4.3 Sistema de estados globales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
114
6.4.4 Sistema de control y seguimiento del gtm . . . . . . . . . . . .
115
6.4.5 Adaptación a telescopios existentes . . . . . . . . . . . . . . . .
118
6.5 La máquina de medición por coordenadas . . . . . . . . . . . . . . . .
118
6.6 Desarrollo de instrumentos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
121
Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
121
7. Instrumentos científicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
123
7.1 Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
123
7.2 Primera generación de cámaras del continuo . . . . . . . . . . . . . .
124
7.2.1 aztec . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
124
7.2.2 speed . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
127
7.3 Primera generación de detectores heterodinos . . . . . . . . . . . . .
130
7.3.1 sequoia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
130
7.3.2 El buscador de corrimientos al rojo . . . . . . . . . . . . . . . .
134
10
7.3.3 El receptor de 1 mm para las pruebas iniciales del gtm . . . .
136
7.3.4 El espectrómetro de banda ancha . . . . . . . . . . . . . . . . . .
138
7.4 La segunda generación de instrumentos del gtm . . . . . . . . . . . .
140
7.4.1 Detectores de continuo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
140
7.4.2 Detectores heterodinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
141
Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
142
8. Desarrollo de recursos humanos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
143
8.1 Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
143
8.2 El Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica . . . . . . .
143
8.3 La University of Massachusetts Amherst . . . . . . . . . . . . . . . . .
146
9. El Gran Telescopio Milimétrico y su relación con la sociedad . .
149
9.1 El Parque Nacional Pico de Orizaba . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
150
9.2 El gtm y las comunidades aledañas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
157
9.3 El gtm y el público amplio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
159
Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
162
10. El Observatorio del Gran Telescopio Milimétrico . . . . . . . . . . .
163
10.1 Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
163
10.2 Infraestructura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
164
10.3 Operación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
167
10.4 Oportunidades de participación para la comunidad astronómica . .
167
Glosario . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
169
Agradecimientos
E
l Gran Telescopio Milimétrico es un proyecto financiado con recursos
públicos de México y de Estados Unidos. Nuestro profundo reconocimiento
a las instituciones gubernamentales de los dos países que han hecho posible
la construcción del telescopio.
En el caso de México quisiéramos mencionar el apoyo decidido del Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología. De manera singular valoramos el interés permanente
de la Secretaría de Hacienda y Crédito Público y de la Secretaría de la Función Pública. Agradecemos igualmente la participación de la Secretaría de Comunicaciones y
Transportes. La labor diplomática de la Secretaría de Relaciones Exteriores y de la
Embajada de Estados Unidos en México ha sido fundamental en la activa promoción
de la relación científica binacional.
La Secretaría de Medio Ambiente y Recursos Naturales, por medio del Instituto
Nacional de Ecología y de la Comisión Nacional de Áreas Naturales Protegidas, ha
coadyuvado a que el proyecto cumpla sus responsabilidades de la mejor manera
posible. Gracias por la confianza y por la oportunidad que nos han brindado de
contribuir al desarrollo del Parque Nacional Pico de Orizaba. Asimismo valoramos
el interés de algunos investigadores del Colegio de Posgraduados de Chapingo y del
Department of Natural Resources Conservation de la University of Massachusetts
Amherst en el parque nacional.
Reconocemos la participación crucial del gobierno del Estado de Puebla, en
especial de la Secretaría de Gobernación y de la Secretaría de Comunicaciones y
Transportes, así como la de los municipios cercanos al sitio donde está ubicado el
telescopio.
11
12
Invaluable es el trabajo que las autoridades del Instituto Nacional de Astrofísica,
Óptica y Electrónica y de la University of Massachusetts Amherst han desarrollado para la realización del proyecto. Nuestra gratitud por la confianza y el apoyo
permanentes.
Reconociendo el compromiso que el proyecto del Gran Telescopio Milimétrico
tiene con la sociedad, las dos instituciones copartícipes decidieron publicar un libro para difundir los objetivos y el alcance del proyecto. La versión en inglés, coordinada por el mismo grupo de trabajo, se publicó en Estados Unidos en septiembre
de 2005. Dicha versión, originalmente traducida por Esperanza Carrasco e Itziar
Arextaga, se enriqueció con sugerencias y comentarios que se introdujeron en esta
versión en español.
El proyecto ha tenido la fortuna de contar con el interés de destacados intelectuales y artistas. Valoramos el generoso apoyo del pintor José Villalobos, quien creó
y donó el grabado Solsticio, especialmente para la portada. Asismismo apreciamos
la solidaridad de Axel Retif y su profesional labor en la formación del libro como
una aportación personal al proyecto.
Gracias a los colegas que proporcionaron fotografías y a Sergio Bourguet por
el diseño de la portada. Especial mención merece Jorge Reyes, por su bien logrado
trabajo con las gráficas e imágenes. Por último, reconocemos la gentileza, el cuidado
y la paciencia de Antonio Bolívar durante el proceso de edición.
Esperanza Carrasco
Itziar Aretxaga
William M. Irvine
Presentación
M
es muy grato presentar este libro sobre el Gran Telescopio Milimétrico,
proyecto binacional entre México y Estados Unidos, encabezado por el
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica y por la University
of Massachusetts Amherst. Se trata del mayor proyecto científico emprendido por
México en su historia, y de cooperación entre los dos países. Será el telescopio
más grande del mundo en su tipo y permitirá observar el Universo frío con una
profundidad sin precedentes.
El proyecto abarca diferentes aspectos que van desde la investigación científica
pura, el desarrollo de nuevas tecnologías, la formación de recursos humanos de
alto nivel y la divulgación del conocimiento hasta la construcción de un camino
de acceso, la relación con las comunidades aledañas al sitio donde está ubicado
el telescopio y el impacto ambiental que tiene dentro de un parque nacional. El
proyecto ha cumplido cabalmente todas las tareas que los diversos aspectos del
mismo exigen.
La construcción del telescopio ha representado un hito en el desarrollo tecnológico del país ya que las empresas mexicanas y centros de investigación participantes han desarrollado nuevas tecnologías para alcanzar las especificaciones técnicas. A lo largo del proyecto ha participado un gran número de científicos y de
especialistas en diversas áreas no sólo formando estudiantes sino también aportando su experiencia y entusiasmo al ambiente académico y cultural de las instituciones participantes.
La colaboración con nuestros colegas de la University of Massachusetts Amherst
ha pasado por un proceso de aprendizaje, de conocimiento y reconocimiento de las
diferencias culturales, diferencias que en la mayoría de los casos se han traducido
13
14
en aportaciones valiosas al proyecto. A lo largo de los años se han establecido vínculos profesionales y personales sólidos que han permitido que el proyecto avance
como una verdadera colaboración entre pares, trabajando por un objetivo común.
El Gran Telescopio Milimétrico brindará a las dos instituciones copartícipes, y en
el caso de México a la comunidad astronómica nacional, la oportunidad de liderar la
investigación mundial en ondas milimétricas. Asimismo, muestra en México la viabilidad de llevar a cabo proyectos científico-tecnológicos de frontera indispensables
para mantener el país en un nivel competitivo en el ámbito internacional.
Alfonso Serrano Pérez-Grovas
Director del Observatorio
del Gran Telescopio Milimétrico
Prólogo
E
l Gran Telescopio Milimétrico (GTM) es un proyecto para la construcción y operación de una antena de 50 m de diámetro, con receptores extremadamente sensibles y sistemas de mando, control y procesamiento de
datos. Se trata del telescopio más grande del mundo que opera en ondas milimétricas. Es un instrumento único porque su gran área colectora, de casi 2 000 m2 , se
traduce en una alta sensibilidad y una velocidad de cartografía cósmica nunca antes
alcanzadas. El telescopio se encuentra en la cima del volcán Sierra Negra o Tliltépetl,
a 4 580 m de altitud, en la región central de México.
El gtm permitirá realizar medidas detalladas de la estructura del fondo de radiación cósmica y descubrir cientos de miles de nuevas galaxias, tal como eran en la
época en que se formaron, lo que contribuirá a comprender la natulareza, el origen
y la evolución del Universo y sus estructuras. También hará posible la observación
a través del polvo que oscurece el proceso de formación estelar. Asimismo, podrá
analizar el medio ambiente de los núcleos activos de galaxias, con el propósito de
establecer la relación que existe entre los hoyos negros supermasivos y sus galaxias anfitrionas. Dará seguimiento a los destellos de rayos gamma, observándolos
inmediatamente después de que sean descubiertos, para entender con más detalle la muerte de las estrellas masivas y el origen de los elementos químicos más
pesados.
En el ámbito del Universo local, el gtm examinará nuestra galaxia, la Vía Láctea
y otras galaxias para establecer la naturaleza y distribución del gas y del polvo de
los cuales se forman las estrellas. Asimismo, sus observaciones contribuirán a establecer la existencia y naturaleza del hoyo negro masivo localizado en el centro de
la Vía Láctea, ya que la ubicación geográfica del telescopio le permite una excelente
15
16
cobertura norte-sur y una sensibilidad extraordinaria para realizar observaciones
interferométricas de base muy larga.
De cara a las ciencias planetarias y la astrobiología, el gtm será una herramienta
muy poderosa, con la capacidad necesaria para buscar moléculas órganicas complejas en el espacio y analizar con una sensibilidad sin precedentes la química y física
de los cometas, que contienen muestras del material del cual se formó nuestro sistema planetario. Con él se realizará el primer censo detallado de objetos pequeños
del Sistema Solar, como son los objetos cercanos a la Tierra, asteroides, centauros
y objetos del Cinturón de Kuiper, y se estudiará la atmósfera de planetas y satélites.
Por otro lado, con el gtm será posible detectar y caracterizar los discos de gas y
polvo que rodean las estrellas, de los cuales se forman los planetas.
El nuevo telescopio incorpora avances significativos en el diseño de antenas, ya
que emplea varios sistemas activos para alcanzar las especificaciones técnicas requeridas por los astrónomos. El reflector primario está formado por 180 segmentos que
se mueven por medio de una computadora, haciendo del telescopio una estructura
flexible que puede cambiar su forma para compensar las distorsiones producidas
por la gravedad y los gradientes de temperatura. En el campo de la instrumentación
milimétrica se han diseñado y fabricado receptores ultrasensibles con las tecnologías más innovadoras, que garantizan las extraordinarias prestaciones de este gran
telescopio.
El gtm es un proyecto binacional entre Mexico y Estados Unidos desarrollado como una colaboración entre el Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica
y la University of Massachusetts Amherst. Ambas instituciones trabajan activamente en la formación de las nuevas generaciones de científicos e ingenieros en los diferentes campos del conocimiento relacionados con el desarrollo y explotación del
telescopio y sus instrumentos, así como en proyectos de divulgación científica. Las
dos han establecido una asociación civil llamada Observatorio del Gran Telescopio
Milimétrico, que operará el telescopio. El proyecto es una muestra de una colaboración enriquecedora y, sin duda, exitosa entre los dos países.
El presente libro constituye un esfuerzo colectivo por difundir el valor científico
y cultural del gtm entre estudiantes y profesionales de cualquier disciplina. Para
una visión global se recomienda el capítulo 1, donde se presentan los antecedentes
del proyecto, los aspectos científicos y tecnológicos sobresalientes y aquellos relacionados con la formación de recursos humanos, la colaboración internacional, el
papel del telescopio en el entorno mundial y la relación del proyecto con la sociedad.
Prólogo
En los capítulos posteriores se tratan en más detalle las áreas científicas en las
que el gtm tendrá particular influencia. En el capítulo 2 se describen el origen y la
evolución de las galaxias, más otros temas relacionados con la cosmología moderna. En el capítulo 3, la naturaleza de las galaxias del Universo local. En el capítulo
4, la formación de estrellas y el medio interestelar y en el capítulo 5, las ciencias
planetarias y la astrobiología. En el capítulo 6 se describen los desarrollos tecnológicos más novedosos incorporados al gtm. Los receptores y espectrómetros que
han incorporado tecnología de frontera se presentan en el capítulo 7. El papel que
este proyecto ha tenido y seguirá teniendo en la formación de recursos humanos en
México y en Estados Unidos se recoge en el capítulo 8. La contribución del proyecto
a la conservación del medio ambiente y la vinculación con el público se describen
en el capítulo 9, y el Observatorio del Gran Telescopio Milimétrico en el capítulo 10.
Al final se presenta un glosario de términos frecuentes.
17
1. Introducción
E
l Gran Telescopio Milimétrico es un telescopio de 50 m de diámetro que
opera en ondas milimétricas. Será el más grande y poderoso de los telescopios de su tipo en el mundo. Explorará el Universo temprano para caracteri-
zar los procesos que llevaron a la formación de las galaxias, las estrellas y los planetas que vemos hoy. Permitirá realizar avances fundamentales en todas las áreas
de la astronomía y las ciencias planetarias.
El nuevo telescopio es el mayor pro-
yecto científico realizado hasta ahora
conjuntamente por México y Estados
Unidos. Está concebido como una colaboración entre pares, dirigido por dos
institutos de investigación astronómica de excelencia en sus respectivos países: el Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica en México y la
en Estados Unidos. El telescopio se encuentra en la cima del volcán extinto Tliltépetl, también conocido como
Sierra Negra, a 4 580 m de altitud, ubicado dentro del Parque Nacional Pico
Figura 1.1. Mapa de México, con la localización del gtm. La
sede del inaoe está en Tonantzintla, cerca de la ciudad de Puede Puebla, y aproximadamente la misbla. [México: Imagen satelital. Comisión Nacional para el Conoma distancia del golfo de México.
cimiento y Uso de la Biodiversidad, 2002].
de Orizaba, a casi 100 km de la ciudad
19
20
1.1 El Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica
y la astronomía en México
La astronomía en México data de tiempos muy antiguos. Para la
civilización mesoamericana, la cronología era una de las motivaciones básicas para cultivar la astronomía. El deseo de crear un calendario preciso se convirtió en una obsesión, quizás todavía no
igualada en la historia de los logros intelectuales humanos. Por
ejemplo, para los mayas, la palabra kin no sólo significaba tiempo,
sino también día y Sol. El significado y la forma de su glifo sugie-
Figura 1.2. El gli-
ren que el arte de contar el tiempo estaba íntimamente relaciona- fo maya kin, que
do con la astronomía. De acuerdo con algunos investigadores del significa tiempo,
tema,1 las cuidadosas observaciones de la repetición cíclica de los
día y Sol.
eventos celestes produjeron un calendario más preciso que el calendario gregoriano,
que se utiliza hoy en todo el mundo. Las culturas prehispánicas recogieron fechas
en monolitos verticales, llamados estelas, así como en manuscritos, y muchas de las
inscripciones originales se consideran verdaderas obras de arte.
Para los mesoamericanos la vida en
la Tierra era el reflejo del drama cósmico, y el astrónomo-sacerdote era el encargado de implantar el orden celeste en
su propia sociedad. Los mayas trazaban
sus ciudades siguiendo el orden celeste,
erigiendo edificios magníficos para celebrar sus rituales en fechas especiales marcadas por hitos astronómicos. Estos astrónomos observaron y predijeron eclipses y posiciones planetarias, lunas llenas
y nuevas, y el advenimiento de equinoccios y solsticios. El Códice de Dresde, uno
Figura 1.3. El cometa de Moctezuma. El emperador contem- de los pocos documentos prehispánicos
pla el cometa desde la azotea de su palacio. Fondos de la que se conservan en la actualidad, da tesBiblioteca Nacional de España.2
timonio inequívoco de la genialidad del
astrónomo-sacerdote maya. El códice incluye tablas de posiciones venusinas, lunares y eclipses, de gran precisión astronómica.
Introducción
21
Esta enigmática civilización del México antiguo ha intrigado a muchas generaciones y nos continúa fascinando hoy día. De hecho, la arqueoastronomía mesoamericana es un campo de investigación activo en México y en otras partes del mundo.
Como ejemplo, recientemente los frescos de Mayapán se han interpretado desde
el punto de vista astronómico,3 y se han encontrado indicios que sugieren que los
mayas observaron al menos uno de los tránsitos de Venus en el siglo xiii.
La investigación astronómica moderna en México comenzó en 1942 con la fundación del Observatorio Astrofísico Nacional de Tonantzintla, en las afueras de la
ciudad de Puebla. En su tiempo albergó una de las cámaras Schmidt más grandes del
mundo, lo que llevó al descubrimiento de los objetos protoestelares Herbig-Haro, las
estrellas ráfaga y las galaxias
azules con líneas de emisión.
En 1972, el Observatorio de
Tonantzintla se transformó
en el Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, que es uno de los centros
de investigación del Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología (Conacyt). Se fundó
con el propósito de desarrollar, avanzar y divulgar el conocimiento mediante la identificación y solución de problemas científicos y la forma- Figura 1.4. Vista del campus del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica
ción de especialistas en astro-
y Electrónica, en Tonantzintla, Puebla.
física, óptica y electrónica, y más recientemente se incluyeron las ciencias computacionales. Con una planta de más de 100 investigadores y profesores en estas disciplinas, es uno de los institutos de investigación de excelencia del país.
En la tabla 1.1 figuran los principales centros de investigación astronómica de
México. También hay grupos pequeños de astrónomos localizados en otras universidades, como las de Guadalajara y Sonora. La comunidad nacional de astrónomos
profesionales incluye en la actualidad alrededor de 160 miembros, que realizan
22
Tabla 1.1. Principales centros de investigación astronómica en México
Institución
Sigla
Localización
Instituto Nacional de Astrofísica,
Óptica y Electrónica
inaoe
Tonantzintla
Instituto de Astronomía,
Universidad Nacional Autónoma de México
iaunam
Ciudad de México
y Ensenada
Centro de Radioastronomía y Astrofísica,
Universidad Nacional Autónoma de México
crya
Morelia
Departamento de Astronomía,
Universidad de Guanajuato
Guanajuato
investigación en astrofísica observacional o teórica, cubriendo todo el espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma. Los intereses científicos de esta comunidad son diversos, y abarcan las ciencias planetarias, el medio
interestelar, la formación estelar, la astronomía estelar, la dinámica galáctica, la formación y evolución de las galaxias, los núcleos activos de galaxias, la cosmología, la
instrumentación astronómica, la turbulencia atmosférica y la arqueoastronomía.
Los telescopios más grandes de México, hasta la puesta en marcha del gtm, son
dos reflectores de 2.1 m de diámetro. Uno de ellos se localiza en el Observatorio Astrofísico Guillermo Haro, en Cananea, Sonora, y está administrado por el Instituto
Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica. El otro se ubica en el Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir, Baja California, y está administrado por el
Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México (iaunam).
Ambos telescopios fueron construidos con recursos nacionales principalmente, lo
que implicó la formación de los primeros grupos de instrumentistas del país. Los
dos institutos son además copartícipes en el telescopio de 10.4 m de diámetro, Gran
Telescopio Canarias, que se encuentra en construcción en España. Los astrónomos
mexicanos también hacen uso frecuente de telescopios ópticos/infrarrojos de mayor apertura y de telescopios internacionales como el telescopio espacial Hubble,
los Gemini, los localizados en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo, o los
del Observatorio Europeo Austral. El acceso a estos telescopios se logra mediante
competencia por tiempo abierto entre la comunidad internacional o mediante colaboraciones con institutos miembros.
Figura 1.5. El telescopio de 2.1 m del Observatorio Astrofísico Guillermo Haro,
en Cananea, Sonora.
24
A finales de los años ochenta ya era patente que la infraestructura observacional
era insuficiente para abastecer las necesidades de la creciente comunidad astronómica nacional. También era evidente que la tarea de construir un telescopio de alta
calidad, con tecnología de frontera, sólo podía ser realizada en colaboración con
otros países, dada la complejidad del proyecto y los recursos necesarios. Se concluyó que la mejor oportunidad estaba en las ondas milimétricas, en particular en la
importante banda de 1 a 3 mm, que es crítica para estudiar el Universo temprano,
la formación estelar y planetaria en la Vía Láctea, y la astrobiología. La propuesta de
construir el gtm siguió este razonamiento de forma natural, y se consolidó en torno
a una colaboración de largo plazo entre astrónomos mexicanos y estadounidenses.
En este contexto, los investigadores y estudiantes del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, que tradicionalmente han desarrollado trabajo en ondas
visibles e infrarrojas, se están adaptando rápidamente al estudio de la astronomía
milimétrica. Utilizan regularmente para su investigación telescopios de ondas milimétricas localizados en otros países, como el telescopio de 10 m del Caltech Submillimeter Observatory (cso) y el de 15 m James C. Maxwell (jcmt), en Hawai, los de 10
y 12 m del Arizona Radio Observatory y los telescopios del Institut de Radioastronomie Millimètrique (iram), ubicados en España y Francia. Algunos investigadores
forman parte de los equipos científicos de otros experimentos milimétricos en desarrollo, como el Balloon-borne Large Aperture Sub-millimeter Telescope (blast), de
2.5 m, y de la antena de 6 m del Atacama Cosmology Telescope (act).
El gtm es el mayor proyecto científico realizado en México en cualquier campo
del conocimiento, con un presupuesto que sobrepasa en un orden de magnitud al
de cualquier otro gran proyecto. El desarrollo y transferencia de nuevas tecnologías
al país fue uno de los requerimientos establecidos para aprobar el proyecto, lo que
ha sido una prueba per se para demostrar que México puede construir instrumentos
científicos avanzados. En respuesta a este desafío, los cimientos, la alidada de acero
y la estructura que soporta la antena se han fabricado en México, de acuerdo con
las especificaciones establecidas por la compañía que diseñó la antena, MAN Technology, de Alemania. El instituto, además, está construyendo el reflector secundario
con tecnología de fibra de carbono y desarrollando instrumentación de microondas.
El gtm, por lo tanto, ya ha sido un éxito al lograr incentivar el desarrollo nacional
de la astronomía y la tecnología en México.
Introducción
25
1.2 La astronomía en la University of Massachusetts Amherst
La University of Massachusetts Amherst es uno de los miembros fundadores del
Four College Astronomy Department, formado en 1960 para ligar la educación en
astronomía de los estudiantes de la universidad y del Amherst College, el Mount
College, el Holyoke College y el
Smith College, grupo que subsecuentemente se expandió para incluir el
Hampshire College en 1970. El programa de posgrado, ahora establecido en el departamento de astronomía de la universidad, ofrece programas de maestría y doctorado desde
1967. A través de los años, los 83
egresados del doctorado del departamento han ocupado prominentes
posiciones académicas, tanto en Estados Unidos como en el extranjero, y posiciones de responsabilidad
en la National Aeronautics and Space Administration (nasa), en el National Radio Astronomy Observatory
(nrao), en otros laboratorios gubernamentales y en la industria.
La investigación basada en estudios teóricos y en observaciones con
telescopios espaciales y terrestres,
desde ondas de radio hasta los rayos X, ha sido y sigue siendo una
componente importante del programa desarrollado en la universidad.
Los miembros del departamento han
Figura 1.6. Imagen de 2mass del Centro Galáctico. [2mass/University of Massachusetts Amherst/ipac-Caltech/nasa/nsf].
llevado a cabo, por ejemplo, el proyecto 2mass, que consiste en un mapa de todo el cielo a 2 µm. También han desempeñado un papel fundamental en el Submillimeter-Wave Astronomy Satellite (swas).
26
Por otro lado, son usuarios frecuentes del telescopio espacial Hubble y del observatorio de rayos X Chandra, y han desarrollado contribuciones fundamentales en
campos de la cosmología teórica y de otras áreas de la astrofísica.
Desde su inicio, el programa observacional del departamento ha estado basado
principalmente en las ondas de radio. El Five College Radio Astronomy Observatory
(fcrao) se fundó a unos 30 km de la universidad en 1969, inicialmente para realizar
estudios de pulsares en ondas milimétricas con cuatro telescopios de 30 m tipo Arecibo, ligados entre sí. El descubrimiento de la emisión del monóxido de carbono en
ondas milimétricas en 1970, motivó un cambio de dirección en las líneas de investigación del departamento, lo que llevó a la inauguración de la antena de 14 m en
1976, en su época el mayor telescopio de su tipo en América del Norte. Desde entonces el 14 m del fcrao ha desempeñado un papel fundamental en la investigación
astronómica en el ámbito internacional, produciendo, entre sus contribuciones más
significativas, los primeros censos de nubes moleculares en la Vía Láctea y en galaxias externas, estudios pioneros sobre la química de las nubes interestelares, sobre
los procesos asociados con la formación de estrellas y sobre la química y física de
los cometas.
Además del papel desarrollado en los programas de posgrado e investigación, el
fcrao ha estado en la frontera del desarrollo de nueva tecnología, requerimiento
esencial para mantenerlo internacionalmente competitivo. Sus aportaciones incluyen desde receptores especiales para encontrar indicios de radiación gravitatoria
—lo cual le valió el Premio Nobel a Russell Hulse, estudiante de posgrado, y al profesor Joseph Taylor— hasta las primeras cámaras milimétricas, los llamados ensambles de plano focal, que ahora se usan en el fcrao y que están destinadas al gtm.
No obstante, para 1988 era evidente que aunque el telescopio de 14 m todavía
desempeñaba un papel importante en la investigación astronómica, éste no tenía
la misma posición competitiva que había disfrutado en el pasado, ya que para entonces se contaba con nuevos telescopios de ondas milimétricas en Europa, Estados
Unidos y Japón. Dada la experiencia del grupo del fcrao, se empezó a estudiar la
posibilidad de construir un telescopio de gran apertura, más grande aún que los
hasta entonces existentes. Sin embargo, esta tarea sobrepasaba la capacidad de una
sola universidad. Algunos investigadores ya habían empezado a colaborar con astrónomos de México, que también estaban interesados en construir un telescopio de
mayor capacidad para su país. Dicha colaboración desembocó en el Gran Telescopio
Milimétrico.
Introducción
27
1.3 Objetivos del proyecto GTM
Las dos instituciones copartícipes en el proyecto gtm reconocen una triple responsabilidad en su misión: desarrollar investigación pionera, preparar a las nuevas generaciones de científicos y desarrollar tecnología para beneficio de la sociedad.
1.3.1 Ciencia
La naturaleza interdisciplinaria de la astronomía implica que los nuevos descubrimientos afectan directamente a otras áreas de la ciencia como la física, la química, la geología, las ciencias planetarias y la biología. Las razones por las que las
Figura 1.7. El telescopio de ondas milimétricas de 14 m de diámetro del Five College Radio Astronomy
Observatory.
28
observaciones en longitudes de ondas milimétricas son tan importantes se derivan
del hecho de que una gran parte de la materia del Universo está muy fría y de que
las galaxias en formación contienen un tipo de agregación de la materia a la que los
astrónomos llaman “polvo” o “granos” y, finalmente, esto se conjunta con el hecho
de que el Universo se está expandiendo.
En más detalle, una gran parte del gas interestelar y del polvo que no está siendo calentado por estrellas cercanas, se encuentra a temperaturas de entre 10 y 20 K,
demasiado frías como para radiar en ondas más cortas que las bandas milimétricas
y submilimétricas y, por lo tanto, sólo se pueden observar en estas ondas más largas.
Además, el polvo de la Vía Láctea y de otras galaxias espirales está concentrado en
las mismas nubes donde se forman nuevas estrellas, y el polvo oscurece las zonas
internas más interesantes de estas nubes en observaciones en el visible, el ultravioleta e incluso en el infrarrojo, pero no en el milimétrico, ya que las dimensiones de
los granos de polvo son menores de un milímetro.
El polvo concentrado en el plano de
una galaxia espiral típica se manifiesta
claramente en imágenes obtenidas en el
visible como zonas de penumbra. Mucha de la radiación ultravioleta y visible emitida por las estrellas jóvenes, la
absorbe el polvo, y la rerradia en el infrarrojo lejano. De hecho, las galaxias
que forman estrellas masivas o que contienen núcleos activos de galaxias, que
están probablemente potenciados por
agujeros negros supermasivos, emiten
la mayor parte de su energía en el infrarrojo medio y lejano. Por otra parte,
la expansión del Universo corre esta emisión de las galaxias distantes al intervalo milimétrico. En consecuencia, una de
las áreas de investigación centrales del
gtm es el Universo temprano y el origen
Figura 1.8. Galaxia M82, imagen tomada en la banda-R en el
Observatorio Astrofísico Guillermo Haro en Sonora, adminis- de las estructuras de las que nacen las
trado por el inaoe.
galaxias, las estrellas y los planetas.
Introducción
29
La importancia del gtm en varias áreas de la astronomía está detallada en los
capítulos 2 a 5 de este libro. No obstante, como suele ocurrir con todos los grandes
avances en instrumentación y tecnología, los descubrimientos más significativos
pueden ocurrir en áreas completamente inesperadas.
1.3.2 Recursos humanos
La formación de la nueva generación de astrónomos, ingenieros y técnicos ha sido siempre una responsabilidad fundamental del Instituto Nacional de Astrofísica,
Óptica y Electrónica. Uno de los incentivos que ofrece el gtm a México es la oportunidad de desarrollar la infraestructura científica y tecnológica del país. Desde los
inicios del proyecto, el número de estudiantes en el instituto que se han formado
en áreas relacionadas con el gtm ha crecido significativamente: no sólo astrónomos,
sino también ingenieros y técnicos que han realizado sus trabajos en los campos de
la electrónica, óptica, sistemas de control, criogenia y en otras áreas críticas para la
astronomía milimétrica moderna. Un gran número de nuevos doctores y maestros
está ingresando en la industria, contribuyendo de esa manera a la modernización
de la base tecnológica del país.
En la University of Massachusetts Amherst más de la mitad de los doctorados en
astronomía están basados en investigación en ondas de radio y se espera que el gtm
permita continuar esta tendencia. Dada la gran inversión de Estados Unidos en astronomía milimétrica, con proyectos como el Atacama Large Millimeter Array (alma)
e instrumentos del nrao como el telescopio Green Bank de 100 m, es fundamental
que las nuevas generaciones de estudiantes estadounidenses se sigan formando en
las técnicas de la radioastronomía para que realicen investigación con estos nuevos
instrumentos y se produzcan avances científicos. Cabe mencionar que, a lo largo de
los años, aproximadamente la mitad del tiempo disponible en el 14 m del fcrao ha
sido utilizado por investigadores de otras universidades, incluyendo muchos candidatos a doctores. Se prevé que esta apertura a estudiantes y científicos que no son
parte del proyecto continúe con el gtm.
1.3.3 Desarrollo de nueva tecnología
Entre los temas de estudio del gtm podemos mencionar la emisión proveniente de galaxias que se encuentran a miles de millones de años luz, las moléculas
30
Figura 1.9. La cámara milimétrica
sequoia, compuesta por una matriz de receptores de plano focal, será uno de los primeros instrumentos del gtm. Actualmente se encuentra en operación en el telescopio de
14 m del fcrao.
interestelares que tienen una abundancia de menos de una parte en mil millones y
las minúsculas agregaciones de hielo en las afueras de nuestro Sistema Solar, entre
otros. Para poder observar tales componentes, además de la gran área colectora del
gtm se requiere contar con instrumentos de gran sensibilidad. Dichos instrumentos, llamados receptores y espectrómetros, no se encuentran a la venta: se deben
diseñar, desarrollar y construir en los institutos de investigación participantes.
Por otra parte, es indispensable que el gtm pueda conservar la forma del espejo
primario bajo la acción distorsionante de la gravedad y de los gradientes térmicos.
Asimismo, para poder explotar la calidad de imagen ofrecida, el telescopio debe
apuntar con una precisión mejor que un segundo de arco, lo que equivale al ángulo
subtendido por una moneda mexicana de un peso a una distancia de 2 km, o al de
una moneda estadounidense de 10 centavos a una milla. Con el propósito de mantener la forma de esta estructura gigantesca y conservar la precisión de apuntado
requerida, el gtm está dotado de un conjunto de sensores y un sistema de control que continuamente realizará las correcciones necesarias para ajustar la forma
y orientación de la superficie de la antena.
Introducción
31
No es sorprendente que el desarrollo tecnológico y la investigación en ingeniería
que se ha empleado para construir y equipar al gtm haya tenido derramas importantes en la creación de nueva tecnología, lo que beneficia las economías de ambos
países.
1.4 El Gran Telescopio Milimétrico
1.4.1 La antena
El gtm es un telescopio milimétrico de una sola antena, con una superficie reflectora de 50 m de diámetro. La estructura se erige a una altura equivalente a la de un
edificio de 20 pisos, como se aprecia en la figura 1.4.1 de la página siguiente. Operará con excelente eficiencia a longitudes de onda mayores de 1 mm, y será capaz de
realizar observaciones a 0.85 mm. Las especificaciones técnicas son muy exigentes,
como se muestra en la tabla 1.2.
El gtm es un telescopio al aire libre, sin radomo u otra estructura que lo envuelva,
para garantizar un desempeño óptimo bajo las mejores condiciones de observación,
particularmente para las delicadas observaciones del continuo.
Tabla 1.2. Especificaciones técnicas del gtm
Propiedad
Especificaciones
Objetivo
Precisión del área efectiva
75 µm rms
70 µm rms
Precisión de apuntado
1.0 seg de arco
0.6 seg de arco
Eficiencia de apertura (3 mm)
0.65
0.70
Eficiencia de apertura (1.2 mm)
0.40
0.45
Sensibilidad (3 mm)
2.2 Jy/K
2.0 Jy/K
Sensibilidad (1.2 mm)
3.5 Jy/K
3.1 Jy/K
Tamaño del haz∗ (3 mm)
15 seg de arco
Tamaño del haz∗ (1.2 mm)
6 seg de arco
∗
Se considera el ancho a la mitad de la altura máxima.
Figura 1.10. Diagrama esquemático del Gran Telescopio Milimétrico.
Introducción
33
La precisión de la superficie fue uno de los grandes desafíos del diseño. El gtm
será mejor que otros telescopios de su clase en este aspecto, al contar con una
superficie activa compuesta por 180 segmentos móviles. Cada segmento se apoya
en una estructura rígida de reacción, la cual se sujeta a la estructura del reflector
por medio de un armazón o submarco posterior. La posición de cada submarco
respecto a la estructura de soporte se puede ajustar mediante cuatro actuadores, y
así se espera corregir las deformaciones producidas por la gravedad o los gradientes
térmicos. Los sensores de temperatura, colocados sobre todas las partes críticas de
la estructura, enviarán sus datos al sistema de control, y la superficie se medirá
periódicamente con técnicas holográficas. Las simulaciones realizadas durante el
diseño de la antena indican que será posible mantener la precisión de su superficie
en presencia de vientos de hasta 10 m/s, cumpliendo así con las especificaciones
técnicas.
La antena está diseñada para satisfacer los requerimientos básicos de apuntado
en condiciones benignas: sin cargas de viento y con temperaturas nocturnas estables. Las cargas eólicas y térmicas introducen errores de apuntado que deben ser
detectados y compensados. El sistema inicial se basará en técnicas estándar, como
el modelo de apuntado de la antena, la estabilización térmica de la estructura y
un cuidado extremo en el diseño de los controladores de movimiento de la antena. Dichos principios básicos se complementarán con las medidas de inclinómetros
montados cerca del eje de elevación. Adicionalmente, los sensores de temperatura
se utilizarán en conjunción con modelos de elementos finitos para determinar deformaciones estructurales, como las desviaciones del perfil del espejo primario o
la deslocalización del subreflector respecto a la parábola de mejor ajuste. Una vez
conocidas las deformaciones estructurales, éstas se corregirán para que las propiedades de apuntado correspondan al objetivo final de desempeño de la antena.
1.5 El sitio
El gtm se encuentra a una altitud de 4 580 m, en la cima del Tliltépetl, también llamado Volcán Sierra Negra, un volcán extinto en el estado de Puebla, a sólo 7 km del
Citlaltépetl o Pico de Orizaba, el pico más alto de México. El sitio está relativamente
cerca del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, con un tiempo total
de viaje por carretera de 2 horas. La localización del Tliltépetl a 19◦ de latitud norte
34
Figura 1.11. El Tliltépetl, también conocido como volcán Sierra Negra, se localiza a 4 580 m
de altitud. Al fondo se ve el Citlaltépetl, el pico más alto de México (5 747 m).
es un aspecto atractivo del sitio, ya que el telescopio será capaz de estudiar importantes fuentes del cielo austral, como el Centro Galáctico, que pasa por el meridiano
a una elevación de 45◦ .
El Tliltépetl fue seleccionado de entre una lista de picos elevados de México por
las excelentes características radiométricas de su cielo. La opacidad atmosférica,
medida a 225 GHz por un radiómetro, es baja, con una mediana correspondiente a
2 mm de vapor de agua precipitable durante aproximadamente nueve meses al año.
Las condiciones meteorológicas son moderadas para la gran elevación del sitio:
las nevadas son en general ligeras a lo largo del año, el ciclo de temperaturas diurnas
es de aproximadamente 2 ◦ C, y la temperatura media varía entre estaciones por sólo
unos 5 ◦ C. El factor más crítico para la antena es la velocidad del viento, ya que
éste puede distorsionar la forma del primario y afectar el apuntado. Los cuartiles
Introducción
35
Figura 1.12. Opacidad a 225 GHz en el Tliltépetl. La escala horizontal indica el mes del
año, de julio (J) a junio (J). Como opacidad
se representan los cuartiles primero, segundo y tercero de la distribución de medidas
tomadas por el radiómetro del gtm.4
primero, segundo y tercero de la distribución de la velocidad del viento son 2.2, 4.0
y 5.8 m/s, respectivamente. El telescopio ha sido diseñado con el propósito de que
se apegue a las especificaciones técnicas a menos de 10 m/s, lo que ocurre la mayor
parte del tiempo.5
Figura 1.13. Velocidad del viento en el Tliltépetl,
caracterizada con datos tomados entre octubre de
2000 y agosto de 2003. Se representan las distribuciones diferenciales y acumuladas de las medidas
tomadas.5
36
A pesar de todas estas precauciones, la operación de un telescopio como gtm en
un sitio de tanta elevación no es trivial. Los edificios del telescopio contarán con enriquecimiento de oxígeno en salones vitales, y se desarrollarán vías de observación
remota para que los astrónomos visitantes utilicen el telescopio desde una altitud
más benigna.
1.6 Instrumentación
La instrumentación inicial ha sido seleccionada por un grupo científico compuesto
por integrantes del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica y de la University of Massachusetts Amherst con el fin de explotar al máximo las características especiales de una antena tan grande. En las dos instituciones se seguirá generando nueva instrumentación para mantener al gtm en la frontera de la investigación
en los años venideros.
Con casi 2 000 m2 de superficie colectora y una excelente precisión en la forma
de la superficie, la sensibilidad del gtm excederá la de otros telescopios milimétricos por un gran margen. Una de las ventajas de los telescopios de una sola antena,
sobre los interferómetros de antenas múltiples, es que pueden utilizar bolómetros
y de receptores incoherentes de banda ancha, para realizar observaciones del continuo de alta sensibilidad.
El proyecto gtm está colaborando con un grupo internacional en la construcción
de un ensamble bolométrico. Se trata de una cámara de emisión térmica llamada
aztec. Es la segunda generación del instrumento bolocam, que ya se está utilizando en el telescopio de 10 m de cso. La cámara aztec se compone de 144 elementos
de imagen o pixeles y está diseñado para operar en las bandas de 2.1, 1.4 y 1.1 mm.
Será el instrumento principal encargado de identificar nuevas galaxias en formación
en el Universo temprano, de realizar estudios de astroquímica del polvo contenido
en galaxias, además de identificar núcleos protoestelares en nubes moleculares y
seguir los asteroides y cometas del Sistema Solar.
El otro instrumento del continuo que medirá la distribución espectral de energía
es la cámara speed. Realizará observaciones simultáneas en cuatro bandas, 2.1, 1.3,
1.1 y 0.85 mm, utilizando la nueva tecnología de bolómetros de frecuencia selectiva. Las distribuciones espectrales de energía trazadas por esta cámara permitirán,
por ejemplo, localizar y estudiar cúmulos distantes de galaxias mediante las distorsiones que éstos imprimen en el fondo de radiación cósmica de microondas, y
Figura 1.14. El criostato y la electrónica de lectura de la cámara de emisión térmica
aztec en el Cryogenic Device Laboratory de la University of Massachusetts Amherst.
38
constreñir la temperatura del polvo de las atmósferas cometarias y de las nubes
moleculares de nuestra galaxia, así como de otras galaxias.
Para hacer espectroscopía entre 85 y 115.6 GHz se desarrolló una cámara heterodina de plano focal de 32 pixeles, llamada sequoia, que lleva asociado un espectrómetro autocorrelador digital. La cámara representa un gran avance respecto a
receptores milimétricos anteriores, ya que utiliza los amplificadores de más bajo
ruido jamás construidos en estas frecuencias: son circuitos integrados monolíticos
de fosfato de indio, con un ruido de banda tan bajo como 30 K a 103 GHz, diseñados
en la University of Massachusetts Amherst. Esta cámara ya ha producido resultados
de gran calidad, como el mapa más extenso del contenido de gas de nuestra galaxia.
Sin duda, desempeñará un papel vital en la caracterización de la física y química
del material interestelar de la Vía Láctea y de otras galaxias. El instrumento se está
utilizando en la actualidad en el 14 m del fcrao, y se instalará en el gtm.
El buscador de corrimientos al rojo es el instrumento que medirá el desplazamiento de las líneas espectrales de las galaxias del Universo temprano para determinar la distancia de estos objetos y sus propiedades intrínsecas. Está formado por
un receptor que funcionará a 3 mm y un espectrómetro autocorrelador analógico
con un amplio intervalo dinámico. El espectrómetro, de banda ultraancha, pasará
rápidamente de una posición a otra del cielo, con alimentadores de doble polarización que cubren simultáneamente el intervalo de 75 a 111 GHz, con una resolución
espectral de 30 MHz.
Las primeras pruebas de la antena y la adquisición inicial de datos científicos se
realizarán con un receptor optimizado a 1 mm. Se trata de un receptor mezclador de
doble polarización, que empleará detectores basados en tecnología superconductor–
Figura 1.15. Porción de 330 grados cuadrados del exterior de la Vía Láctea, cartografiada con una cámara
que precedió a la sequoia actual.6 La imagen muestra la emisión de monóxido de carbono (CO), uno de los
trazadores del gas molecular utilizado habitualmente.
Introducción
39
aislante–supercondutor, en un esquema de bandas laterales. Operará en la banda de
210 a 275 GHz, que cubre la ventana atmosférica de 1.3 mm. A largo plazo se planea
construir un ensamble de plano focal de frontera, que realice espectroscopía a 1 mm,
tomando este receptor como modelo.
1.7 Interferometría de base muy larga con el GTM
La técnica de interfermometría de base muy larga tiene resoluciones angulares menores que un milisegundo de arco y, por lo tanto, permite realizar estudios de los
fenómenos astrofísicos energéticos que se desarrollan en las escalas más pequeñas.
Dicha técnica logra lo anterior mediante la correlación de las señales recogidas por
antenas que se encuentran a grandes distancias entre sí, y utiliza estas señales para
sintetizar un telescopio cuya apertura efectiva iguala la separación entre las antenas. Debido a su extrema calidad de imagen, la interfermometría de base muy larga ha hecho grandes contribuciones a la astrofísica incluyendo el descubrimiento
de los movimientos superluminares y los chorros relativistas de núcleos activos de
galaxias; la mejor evidencia de la existencia de hoyos negros supermasivos en los
centros de las galaxias; las primeras películas de la explosión de una supernova;
el estudio detallado de la formación estelar en galaxias en coalescencia, mediante
la observación directa de radiosupernovas, y las películas de alta resolución de la
emisión de máseres en los entornos circunestelares de estrellas evolucionadas y de
protoestrellas.
La interferometría de base muy larga será transformada en los próximos años, lo
que mejorará muchísimo sus capacidades de exploración de una gran variedad de
fenómenos astrofísicos con aún mejor resolución angular. El avance se debe a dos
factores. El primero es la disponibilidad de nuevos telescopios milimétricos y submilimétricos, que incrementarán el área colectora entre 86 y 230 GHz. Entre estos
nuevos telescopios, el principal contribuyente es el gtm. El interferómtero formado
por el Very Long Baseline Array (vlba) cuando incluya el telescopio será capaz de
duplicar a 86 GHz la sensibilidad de la configuración actual del vlba. A 230 GHz
la diferencia es incluso más dramática, ya que el gtm será capaz de triplicar la
sensibilidad de la configuración de interferometría de base muy larga. El segundo
factor que mejorará la sensibilidad es la nueva generación de sistemas de grabado
de datos, que incrementará el ancho de banda por un factor de 16 antes de que
40
el gtm vea la primera luz. Conjuntamente, los avances mencionados se traducen
en mejoras a frecuencias altas de un orden de magnitud en sensibilidad, con resoluciones angulares de entre 35 y 70 microsegundos de arco. Esta nueva capacidad
permitirá grandes avances científicos en varias áreas.
El correlador que permitirá hacer interferometría de base muy larga no está incluido en los planes iniciales de instrumentación del gtm, pero se prevé establecer
una colaboración para tener acceso a uno de ellos.
1.8 Relación con otros telescopios milimétricos
Las resoluciones del gtm, de 4.2 a 14.8 segundos de arco entre 0.85 y 3 mm, son de
tres a cinco veces mejores que las ofrecidas a las mismas frecuencias por telescopios como el 10 m de cso, el 15 m jcmt o el 30 m del iram, y esto es suficiente para
resolver el fondo de radiación extragaláctico en fuentes discretas. En contraste, las
imágenes más profundas realizadas por telescopios de esta clase hasta el momento son confusas, y sólo pueden resolver de 20 a 50 % de las fuentes que crean la
emisión conjunta del fondo extragaláctico milimétrico. Puesto que menos de 0.01 %
del cielo ha sido cartografiado y resuelto en ondas milimétricas, el gtm tendrá que
censar grandes regiones del cielo para caracterizar las propiedades típicas de la población milimétrica extragaláctica. La gran apertura del gtm, acoplada a sus sensibles cámaras de imagen, produce una velocidad de cartografía unas 100 veces más
rápida que la de otros telescopios.
El gtm ofrece un complemento natural a la nueva generación de interferómetros
(sub)milimétricos, como alma y el Combined Array for Research in Millimeter-wave
Astronomy (carma). La extensa cartografía que desarrollará el gtm permitirá poner
en contexto los mapas interferométricos de mayor resolución, y proporcionará la
emisión de espaciado nulo, que resulta demasiado extendida para ser detectada en
los mapas interferométricos.
Referencias
[1] Aveni, A.F. (2001), Skywatchers: A Revised and Updated Version of Skywatchers
of Ancient Mexico, University of Texas Press, Austin. [Hay edición en español:
Observadores del cielo en el México antiguo, Fondo de Cultura Económica, México,
2005.]
Introducción
41
Tabla 1.3. Desempeño de diferentes telescopios (sub)milimétricos, normalizado a
los valores del gtm. En todos los casos, los valores más pequeños indican un mejor desempeño. Se consideran las mismas temperaturas de sistema para todos los
instrumentos a las longitudes de onda indicadas. gbt: una sola antena de 100 m;
carma: seis antenas de 10.4 m y 10 antenas de 6.1 m; alma: 64 antenas de 12 m.
[G. Narayanan, University of Massachusetts Amherst/fcrao].
gbt
carma
gtm
alma
alma
2006
2006
2008
2008
2012
Sensibilidad en flujo
Línea (3 mm)
Continuo (1 mm)
0.6
X
2.5
19
1.0
1.0
1.1
2.9
0.3
0.7
Sensibilidad en brillo superficial
Línea (3 mm)
Continuo (1mm)
2.3
X
3.3
25
1.0
1.0
3.3
8.8
2.5
6.6
Velocidad de cartografía
para fuentes puntuales
Línea (3 mm)
Continuo (1 mm)
15
X
4.5
1100
1.0
1.0
1.1
34
0.1
2.1
Velocidad de cartografía
para fuentes extendidas
Línea (3 mm)
Continuo (1 mm)
350
X
7.7
1900
1.0
1.0
10
320
5.8
180
Año de entrada en operación
[2] Durán, D. [1579], Historia de las Indias de Nueva España e Islas de Tierra Firme,
Fondos de la Biblioteca Nacional de España. [Hay edición preparada por Ángel
Ma. Garibay: Porrúa, México, 1984.]
[3] Galindo, J. y Allen, Ch. (2004), “Maya observations of the 13th century transit of
Venus?”, en memorias del coloquio de la uai núm. 196, Kurtz, D.W. y Bromage,
G.E. (eds.), Cambridge University Press.
[4] Meza, J. et al. (2003), “Mediciones de opacidad atmosférica en el volcán Sierra
Negra”, Reporte Técnico gtm/lmt.
42
[5] Carrasco, E. et al. (2003), “Weather Conditions at Sierra Negra Site”, Reporte
Técnico inaoe, rto 548.
[6] Heyer, M. et al. (1998), “The Five College Radio Astronomy Observatory CO Survey of the Outer Galaxy”, Astrophys. J. Suppl. 115, 241.
2. La cosmología y el origen y la evolución de las galaxias
2.1 Introducción
E
n 1997 el U.S. National Research Council’s Committee on Astronomy and Astrophysics estableció las áreas de la astronomía y la astrofísica que, por su
importancia científica, debían pasar a ser prioritarias en las siguientes déca-
das. Se declaró que las cuatro prioridades científicas a resolver eran: 1] la determinación de la geometría y el contenido energético del Universo mediante la caracterización de las anisotropías del fondo de radiación cósmica; 2] el estudio de las galaxias
en su época de formación, a muy alto corrimiento al rojo; 3] la detección y estudio
de los planetas que circundan las estrellas cercanas, y 4] la caracterización de las
propiedades de los hoyos negros de todos los tamaños.
Las prestaciones del gtm y su programa científico dedicado a la formación y evolución de las estructuras a alto corrimiento al rojo responden cabalmente a las recomendaciones de dicho informe estratégico. Las áreas de investigación mencionadas
son particularmente relevantes para la astronomía en general, como se describe a
continuación.
La formación estelar del Universo está localizada principalmente en el medio
interestelar de las galaxias, que son zonas donde hay mucho polvo y, por lo tanto, son regiones fuertemente oscurecidas. Tal actividad estelar puede pasar inad-
vertida en la cartografía ultravioleta, visible e infrarroja del cielo. Sin embargo,
la radiación milimétrica y submilimétrica ofrece una visión casi transparente del
cielo, y de ahí que la astronomía milimétrica proporcione una oportunidad única
de desafiar los supuestos que hasta ahora se han aceptado para explicar los procesos físicos que gobiernan la formación de las estructuras del Universo, y que
43
44
Figura 2.1. De izquierda a derecha, simulación en ondas milimétricas de la población de galaxias en formación, los cirros galácticos, el efecto Sunyaev-Zel’dovich de los cúmulos de galaxias y las fluctuaciones del
fondo de radiación cósmica de microondas. Estas simulaciones se amalgaman para realizar mapas del cielo
extragaláctico que, tras ser procesados por un simulador de telescopio, estiman la factibilidad de los censos
que se realizarán con el gtm.1
controlan la subsiguiente evolución de las galaxias y cúmulos de galaxias que vemos hoy día.
En los últimos años se ha desarrollado un gran esfuerzo teórico, experimental y
observacional para resolver algunas de las cuestiones fundamentales de la cosmología. Cuando el Universo tenía menos de 10 % de su edad actual, las primeras galaxias
ya se habían formado mediante la agregación de la primera generación de estrellas,
que pasó a enriquecer el medio interestelar primigenio con elementos pesados y
otros subproductos de la formación estelar. El medio físico del Universo a alto corrimiento al rojo es potencialmente muy diferente del medio que nos rodea, y nos
fuerza a poner en duda la suposición naíf de que los detalles de los procesos y eficiencias de la formación estelar sean iguales a los que conocemos localmente. Para
comprender la formación y evolución de las galaxias debemos, por lo tanto, entender los procesos de formación y la historia evolutiva de las estrellas, y localizar las
galaxias y los cúmulos galácticos en el contexto de la distribución de materia, que
evoluciona desde las estructuras iniciales detectadas por medio de las anisotropías
del fondo de radiación cósmica de microondas.
2.2 Historia de la formación estelar ópticamente oscurecida
Los brotes de formación estelar violenta en galaxias polvosas, ópticamente oscurecidas, se manifiestan en forma de un fuerte campo de radiación que va desde el
La cosmología y el origen y la evolución de las galaxias
45
infrarrojo lejano a las ondas milimétricas. Conforme aumenta el corrimiento al rojo
(z) de las galaxias, el pico de emisión infrarroja se corre hacia el régimen milimétrico y, por lo tanto, las observaciones milimétricas pueden trazar la evolución de la
formación estelar contenida en galaxias polvosas a lo largo de un gran volumen del
Universo a alto z.
En principio, las galaxias se pueden detectar en ondas milimétricas con la misma
facilidad a z ∼ 8 que a z ∼ 1. Dado el gran volumen a explorar, los censos milimétricos pueden poner a prueba si estas galaxias representan la formación de los sistemas galácticos más masivos, como son las galaxias elípticas, en un solo episodio
violento, al precipitar la materia que se encuentra alrededor de los picos de densidad de la distribución cósmica de materia a sus centros, o si su formación requiere
periodos mucho más extendidos, agregando materia de sistemas poco masivos, con
tasas de formación estelar mucho más bajas.
El principal objetivo científico del gtm es aprovechar su alta resolución angular,
sensibilidad y velocidad de cartografía para comprender la historia de la evolución
de las poblaciones de galaxias que dominan la emisión del fondo extragaláctico,
emitido del infrarrojo lejano al milimétrico, lo que supone ∼ 50 % de la energía
integrada emitida por el Universo mediante objetos discretos.
El gtm realizará un conjunto de censos pequeños y profundos, hasta llegar al
límite de confusión, y también censos superficiales amplios para, conjuntamente,
caracterizar el Universo a alto corrimiento al rojo en longitudes de ondas milimétricas. Al complementar estas observaciones con otras observaciones multifrecuencia,
podremos: 1] identificar las galaxias que forman la emisión del fondo extragaláctico,
del infrarrojo lejano al milimétrico, y determinar sus corrimientos al rojo; 2] medir
sus luminosidades bolométricas, tasas de formación estelar y la evolución de sus
funciones de luminosidad; 3] determinar la fracción de núcleos activos de galaxias
y las de las diferentes poblaciones de galaxias infrarrojas; 4] medir el agrupamiento
espacial de estas galaxias, y 5] caracterizar las propiedades espectroscópicas y del
continuo de estas poblaciones de galaxias.
2.2.1 Censos cosmológicos
Las primeras generaciones de censos submilimétricos y milimétricos2,3 se han llevado a cabo con las cámaras scuba y mambo, que cuentan con ensambles bolométricos de tamaño modesto (∼ 100 pixeles) en los telescopios de 15 m jcmt y de
Figura 2.2. Efecto del corrimiento al rojo sobre la densidad
de flujo observada proveniente de un objeto con la luminosidad de la galaxia infrarroja ultraluminosa Arp 220. De arriba
abajo, a z = 0.2, las curvas representan la densidad de flujo
observada a 160, 250, 500, 850, 1110, 1400, 2100 y 3 300 µm,
respectivamente. [D.H. Hughes, inaoe].
Figura 2.3. Distribución de corrimientos al rojo de
galaxias polvosas con brotes de formación estelar en
censos como los que se desarrollarán con el gtm. Los
censos profundos de regiones pequeñas (curva continua) estarán dominados por la población de alto corri> 2), mientras que los censos supermiento al rojo (z ∼
ficiales de amplio campo (curva discontinua) estarán
caracterizados por una distribución bimodal, que incluirá tanto galaxias distantes como galaxias brillantes del Universo local (z <
∼0.05). [D.H. Hughes, inaoe].
47
30 m del iram. Dichos censos cubren áreas que abarcan desde unos cuantos minutos de arco cuadrados hasta medio grado cuadrado, y han realizado las primeras
medidas de la historia de la formación estelar oscurecida del Universo temprano.
Sin embargo, las observaciones descritas no pueden, por sí solas, determinar exactamente cuál es la evolución y distribución a gran escala de la población de galaxias
milimétricas. La figura 2.4 ilustra las dos
razones fundamentales por las que esto
ocurre: en primer lugar, las medidas de la
densidad de la población derivadas de los
diversos censos extragalácticos cubren un
intervalo pequeño de brillos, y en segundo
lugar, la incertidumbre en la densidad de
fuentes es sustancial, ya que se han detectado menos de 100 de galaxias milimétricas con una razón señal a ruido mayor de
cuatro. Con una estadística tan limitada, es
difícil determinar la densidad de flujo a la
que la densidad de fuentes converge para
brillos débiles y, por lo tanto, la contribuFigura 2.4. Densidad de fuentes extragalácticas a 850 µm,
como función del flujo medido en los censos scuba. La
fondo de emisión extragaláctico. El agrupalínea continua representa uno de los muchos posibles momiento de galaxias y el pequeño tamaño de delos de evolución de la población que reproducen los da4
las áreas cubiertas en los censos también tos a 850 µm. Las nuevas generaciones de instrumentos
(sub)milimétricos listados en la figura explorarán fundadificultan el conteo de las fuentes menos mentalmente las zonas gris oscuro, que se encuentran por
brillantes, y la rareza de las fuentes más bri- debajo de los límites de confusión o por encima de las callantes no permite saber si existe un corte pacidades cartográficas de la infraestructura con que se
cuenta en la actualidad.
ción del total de la población milimétrica al
en la evolución de la función de luminosi-
dad o en la distribución de corrimientos al rojo de la población milimétrica.
Las razones prácticas que gobiernan las limitaciones arriba señaladas son la pequeña cobertura en frecuencia impuesta por las ventanas atmosféricas del infrarrojo lejano al milimétrico disponibles desde la Tierra; la baja resolución espacial, lo
que implica un alto ruido por confusión, además de una reducida precisión posicional; el restringido campo de visión impuesto por el tamaño de los ensambles
bolométricos disponibles, de típicamente 5 min de arco cuadrados, y la baja sensibilidad del sistema, resultado de la combinación del ruido instrumental, la apertura
48
y precisión de la superficie del telescopio, y de la transmisión y el ruido del cielo.
Todos los factores mencionados restringen el tamaño de los censos más amplios
a menos de medio grado cuadrado, de tal forma que los censos milimétricos existentes son necesariamente sensibles sólo a las galaxias más masivas y luminosas,
12
LIR >
∼ 3 × 10 L , lo que corresponde a tasas de formación estelar mayores de 300
masas solares (M ) por año, si es que la población está localizada a z >
∼ 1, suposición que es consistente con los corrimientos al rojo espectroscópicos y fotométricos
con los que se cuenta hasta el momento.
Los censos desarrollados con el gtm superarán estas dificultades. El gtm utilizará su gran velocidad de cartografía, sensibilidad y resolución angular para medir la
densidad superficial y las propiedades de agrupamiento de las galaxias fuertemente
oscurecidas entre 850 µm y 3 mm, sobre un intervalo amplio de densidades de flujo,
convirtiéndose así en uno de los instrumentos más potentes del futuro en el régi-
men que va desde el infrarrojo lejano al milimétrico4 . El gtm podrá detectar gala11
xias con luminosidades LIR >
∼ 10 a 50 M /año,
∼ 10 L y tasas de formación estelar >
caracterizando galaxias más típicas que las encontradas en los censos que se han
realizado hasta el momento y, al mismo tiempo, podrá descubrir galaxias extraordinariamente luminosas del Universo a alto corrimiento al rojo. Un modo en extremo
violento de formación estelar podría estar asociado con la súbita formación de las
galaxias elípticas masivas, en escalas de tiempo menores que unos cuantos miles
de millones de años. Por ejemplo, una búsqueda de sistemas extremos, con tasas
de formación estelar mayores de 5 000 M /año, necesitaría un censo de más de
100 grados cuadrados antes de que se puedan deducir resultados estadísticamente
significativos sobre este modo de formación galáctica.
2.2.2 Resolución del fondo de radiación del infrarrojo lejano al milimétrico
La emisión integrada de las galaxias fuertemente oscurecidas tiene su pico a
∼ 230 µm y contribuye aproximadamente con un 50 % al fondo de radiación extragaláctico desde las ondas de radio a los rayos X. Se trata de una componente que
debe resolverse y entenderse. Es ilustrativo mencionar que hasta el momento se ha
cartografiado menos de un grado cuadrado con la resolución necesaria para empezar a resolver la composición del fondo de radiación mencionado. Por ejemplo, sólo
los mapas submilimétricos más profundos de scuba, con ruidos de ∼ 0.5 mJy a
49
850 µm, resuelven en galaxias individuales alrededor de >
∼ 30 % del fondo a 850 µm,
pero cubren menos de 100 min de arco cuadrados. Además,
la extrapolación de las densidades de fuentes medidas por
scuba y mambo, a longitudes de onda más corta, predicen
que estas fuentes contribuyen con menos de 15 % al fondo
infrarrojo lejano, que tiene su máximo a 230 µm, mientras
que los censos más grandes de alrededor de ∼ 2 000 minutos de arco cuadrados y más superficiales, con ruidos de
∼2.5 mJy a 850 µm, sólo logran identificar un porcentaje
apenas significativo de este fondo.5
El gtm será el telescopio de mayor apertura efectiva que
opere a 1 mm y tendrá un límite de confusión, por fuentes
extragalácticas, extremadamente bajo. Con aztec, la primera cámara bolométrica del gtm, se podrá resolver todo el
fondo milimétrico en galaxias individuales. En la figura 2.5
se indican las sensibilidades requeridas, las áreas de los
censos y el fondo correspondiente que resolverán.
Figura 2.5. Censos cosmológicos planeados con el gtm. Se prevé efectuar una serie de censos embebidos, desde los muy
profundos sobre un área pequeña, a los
muy amplios pero bastante superficiales.
La fracción correspondiente del fondo infrarrojo lejano resuelto se ilustra en el recuadro superior.5
Figura 2.6. Simulación de la emisión de fuentes
extragalácticas puntuales a 1.1 mm en un área de
0.5 × 0.5 grados cuadrados. La imagen incluye
el incremento espectral producido por el efecto
térmico Sunyaev-Zel’dovich en el cúmulo situado
cerca del centro de la imagen (la fuente extendida
con centro azul cielo), y el efecto del polvo de los
cirros galácticos, cuya ausencia se pone de manifiesto en las zonas de la imagen con fondo oscuro. En una integración de 2 horas con aztec se
podrían detectar más de 100 galaxias con fuertes
brotes de formación estelar, como las encerradas
en la región delimitada por la línea continua blanca y con apariencia puntual.1
50
2.2.3 Medida de la distribución de corrimientos al rojo de galaxias oscurecidas
Las propiedades de agrupamiento y la densidad superficial de fuentes milimétricas,
y su contribución al fondo extragaláctico, son sólo una parte de la información necesaria para comprender las propiedades evolutivas de esta población de galaxias. Necesitamos, también, medir con precisión sus corrimientos al rojo. El medio interestelar fuertemente contaminado por polvo hace difícil la identificación, sin ambiguedad, de las contrapartidas visibles e infrarrojas de estas galaxias. Por lo tanto, en los
últimos años se ha desarrollado un gran esfuerzo para determinar con qué precisión
las distribuciones espectrales de energía, en el intervalo que va desde el infrarrojo
medio hasta el radio, pueden predecir el corrimiento al rojo al que se encuentran
las galaxias.6 También se han encontrado corrimientos al rojo espectroscópicos para una fracción de galaxias milimétricas con contrapartidas en radio, ya que la interferometría en radio ayuda a refinar las posiciones de las fuentes y a identificar las
contrapartidas ópticas e infrarrojas que pueden explorarse espectroscópicamente.7
La distribución de corrimientos al rojo fotométricos y espectroscópicos7,8 de galaxias milimétricas brillantes indica que al menos ∼ 60 % se encuentran entre z = 1.8
y 3.5. Si se toma en cuenta la pequeña fracción (<
∼ 10 %) del fondo milimétrico que
se explica por fuentes brillantes, es evidente que necesitamos algún otro método
para determinar los corrimientos al rojo
de la población milimétrica que domina
la emisión del fondo extragaláctico.
Las propiedades únicas del gtm y su
instrumentación nos ofrecen una solución de frontera al problema de la medida de corrimientos al rojo. Se ha demostrado que las galaxias milimétricas polvosas también contienen grandes reservas
Figura 2.7. Espectro simulado de una galaxia milimétrica a
z = 4.5 tras una hora de integración con el receptor de búsqueda de corrimientos al rojo del gtm, suponiendo una temperatura de 100 K. La densidad de flujo de las líneas de CO
está basada en las intensidades medidas en el objeto cuasi
estelar bri 1335−10417 a z = 4.4. El brillo de las otras líneas
está basado en el promedio de los cocientes de líneas observados en varias galaxias infrarrojas luminosas del Universo
local. [M. Yun, University of Massachusetts Amherst].
de gas molecular,9 con masas de 1010 a
1011 M , que alimentan la formación estelar. Dadas estas masas, el telescopio tendrá la suficiente sensibilidad como para
buscar a ciegas las transiciones rotacionales del monóxido de carbono (CO) en
las galaxias identificadas en los censos.
Para desarrollar tal búsqueda, el gtm contará con un receptor de banda ancha
que operará en la ventana de 90 GHz. Con una banda instantánea de 36 GHz, este
receptor buscará líneas de CO corridas al rojo. Puesto que la separación entre las
líneas de CO en reposo es de 115.27 GHz, la separación observada será igual a esta
cantidad dividida por (1 + z), y su detección dará una medida inequívoca de la
distancia a las fuentes milimétricas, sin la necesidad de buscar las contrapartidas
en radio, el visible y el infrarrojo. Suponiendo que el telescopio tenga la suficiente
sensibilidad como para detectar estas transiciones moleculares, se espera encontrar
al menos una línea en la banda del receptor, para cualquier galaxia, con la excepción
de aquellas que se encuentren entre z = 0.4 y 1.0, donde ninguna de las líneas
del CO están corridas lo suficiente como para entrar en la ventana del receptor.
Por otra parte, las galaxias que se encuentren a estos bajos corrimientos al rojo
deben ser fácilmente reconocibles por su brillo a otras frecuencias, y por la emisión
molecular de otras especies. La detección de una sola línea de CO no es suficiente
para determinar el corrimiento al rojo, pero ayuda a constreñir la búsqueda de una
segunda línea de CO. Alternativamente, para z > 3.2 tendremos o bien dos líneas
de CO o una línea de CO y la línea de C I, y por lo tanto podremos determinar el
corrimiento al rojo con una sola observación del gtm.
La espectroscopía de CO de fuentes individuales, acoplada a la distancia angular
entre las fuentes censadas por el gtm, permitirá medir el agrupamiento espacial
de las galaxias luminosas con brotes de formación estelar, sobre un gran intervalo
de corrimientos al rojo y épocas cósmicas. Después de determinar el corrimiento
al rojo de las galaxias, el gtm podrá usar sus receptores de banda más angosta
para observar con mayor resolución espectral los perfiles de línea, y así derivar la
velocidad de rotación del gas y, a partir de ésta, la masa dinámica. Los resultados
condicionarán los modelos de formación de galaxias masivas por medio de las cotas
impuestas sobre la historia evolutiva de formación estelar de las galaxias.
2.3 Núcleos activos de galaxias a alto corrimiento al rojo
Los núcleos activos de galaxias más brillantes se manifiestan como radiofuentes
luminosas u objetos cuasi estelares a cualquier corrimiento al rojo. En muchos casos,
sus galaxias anfitrionas contienen grandes cantidades de gas molecular y polvo.10
Por lo tanto, son excelentes ejemplos de galaxias en las que simultáneamente se
51
52
advierte actividad por acrecentamiento de hoyos negros y por las altas tasas de
formación estelar nuclear o circunnuclear.
Las imágenes visibles e infrarrojas de núcleos activos brillantes a bajo corrimien11
to al rojo (z <
∼ 0.3) demuestran que sus galaxias anfitrionas son elípticas masivas,
aunque a alto z no hay suficiente resolución para confirmar la morfología de las
galaxias anfitrionas, la luminosidad visible e infrarroja también es consistente con
la de las galaxias elípticas de primer rango.12
Tanto las galaxias activas como las inactivas se ajustan a una estrecha correlación entre la masa contenida por su componente esferoidal y la masa de su hoyo negro supermasivo central.13 Este hecho apoya el concepto de que todas las galaxias,
incluida la Vía Láctea, han experimentado una fase de actividad nuclear en algún
momento de su evolución, posiblemente asociada con una época virulenta de formación estelar. Por lo tanto, las galaxias anfitrionas de los núcleos activos brillantes
ofrecen la oportunidad de estudiar la conexión entre la formación y la evolución de
los hoyos negros y la formación y evolución de las galaxias elípticas o, de forma
más general, de los esferoides galácticos.
Con el gtm podremos estudiar la emisión sincrotrón no térmica de cuasares
fuertemente radioemisores, radiogalaxias de espectro plano y blazares, y también
la radiación térmica del polvo calentado por la formación estelar y el contenido
molecular de las galaxias anfitrionas de los cuasares débilmente radioemisores y radiogalaxias de espectro cuya pendiente es grande. Ya que ∼ 90 % de los los núcleos
activos de galaxias son débilmente radioemisores, el telescopio concentrará su empeño observacional en caracterizar el gas y el polvo de sus galaxias anfitrionas. Debido a la alta sensibilidad de detección de fuentes puntuales, y su alta velocidad de
cartografía, se espera que los censos del gtm se dividan en dos programas: 1] fotometría y espectroscopía de una muestra no sesgada de unos 3 000 núcleos activos
de galaxias a todos los corrimientos al rojo, y 2] cartografía de los entornos de los
núcleos activos a 1 <
∼z<
∼ 7.
2.3.1 Censos de la emisión de continuo
y la emisión molecular
Las observaciones milimétricas y submilimétricas realizadas hasta la fecha en núcleos activos a 2 <
∼z<
∼ 5 han demostrado que las galaxias que los albergan son jó-
venes, masivas y químicamente enriquecidas, habiendo generado ∼ 109 M de polvo
Figura 2.8. Imagen tomada con el telescopio espacial Hubble de un cuasar a bajo z. [J. Bachall, ias, M. Disney, University of Wales y nasa].
en un periodo que no excede uno o dos mil millones de años.14 El brillo de la emisión térmica implica tasas de formación estelar superiores a las 1000 M /año. A
z ≥ 6 se ha establecido la presencia de masas similares en unos cuantos sistemas.15
A pesar de estos avances, los tiempos de exposición que se necesitan para garantizar detecciones con los telescopios actuales limitan fuertemente las muestras de
las que se dispone, y ya se han encontrado inconsistencias significativas entre los
53
54
resultados obtenidos para las poblaciones de radiogalaxias y de cuasares débilmente radioemisores.16 Dadas las limitaciones en las muestras, todavía no es posible
trazar la evolución de la función de masa de polvo de cuasares y radiogalaxias.
El gtm, en combinación con los instrumentos del continuo aztec y speed, permitirá la detección de masas más de 50 veces menores que las encontradas hasta el
momento para grandes muestras de núcleos activos de galaxias. Por ejemplo, podrá
comparar la evolución de la masa de polvo en submuestras de cuasares seleccionados por su luminosidad en rayos X o en el visible, tengan o no detecciones en
el infrarrojo lejano, con cuasares débilmente radioemisores y fuentes fuertemente
radioemisoras de espectro cuya pendiente es grande. Todas estas muestras se compararán a su vez con muestras de control de galaxias elípticas pasivas e inactivas
o galaxias espirales del Universo local. Dado el vasto espacio de corrimientos al rojo y potencias de actividad medidas a frecuencias de rayos X, visibles o de radio,
será posible comparar la evolución de las propiedades milimétricas de un número
significativo de núcleos con tasas de acrecentamiento similares, minimizando los
sesgos inducidos por el calentamiento de los granos de polvo, debido a la radiación
proveniente del núcleo activo. De forma inversa, también será posible estudiar la
misma muestra para considerar la dependencia de la luminosidad milimétrica con
la radiación no térmica de acrecentamiento en diferentes épocas cósmicas, para así
minimizar el impacto que la evolución pueda tener en cada una de las submuestras.
Figura 2.9. Luminosidad radio a 151 MHz
como función del corrimiento al rojo de varios censos de radiogalaxias y cuasares. Las
regiones sombreadas ilustran la posibilidad
de seleccionar objetos en intervalos de luminosidad o corrimiento al rojo para estudiarlos con el gtm. [D.H. Hughes, inaoe, adapatada de Archibald et al. (2002) y Rawlings et al.
(2004)17 ].
Se realizarán también estudios complementarios del contenido de gas molecular
con la cámara sequoia, con el buscador de corrimientos al rojo y con el receptor de
1 mm. Los datos obtenidos medirán las propiedades físicas del medio interestelar
de las muestras de núcleos activos de galaxias, como la masa de gas molecular, la
temperatura y densidad del gas y la masa dinámica, entre otras.
Las futuras observaciones del gtm se emplazarán en el contexto del esquema
unificado de núcleos activos de galaxias, que argumenta que no existen diferencias
intrínsecas entre las propiedades de los núcleos fuerte y débilmente radioemisores,
excepto aquellas introducidas por un efecto de orientación, como el producido por
la atenuación asimétrica. La ventaja de realizar observaciones con el gtm consiste
en que las ondas milimétricas no son sensibles a los efectos atenuantes del polvo de
las galaxias anfitrionas. Por lo tanto, dichas observaciones no estarán afectadas por
la orientación de las fuentes, y se podrán construir muestras detalladas de núcleos
activos que presten evidencia o refuten el paradigma unificado.
2.3.2 El entorno de los núcleos activos de galaxias en ondas milimétricas
La detección de un agrupamiento importante de galaxias masivas es una de las predicciones del escenario jerárquico de la formación de estructuras. La distribución
de las galaxias elípticas masivas a alto corrimiento al rojo, que se cree traza la distribución subyacente de materia oscura, ofrece una manera de cartografiar estas sobredensidades. De ahí que el propósito de muchos de los censos extragalácticos milimétricos y submilimétricos se centre en encontrar señales inequívocas de las fases
intensas y cortas de formación estelar, mucho mayores que cientos de masas solares
por año, asociadas con la constitución de las galaxias elípticas y sus progenitores.
En vez de realizar censos sobre regiones sin sesgos, el gtm podrá atacar campos en los que ya se espera encontrar un pico de sobredensidad en la distribución
de materia subyacente. Los núcleos activos de galaxias de alto z marcan algunos de
estos campos especiales donde ya se ha encontrado un exceso de galaxias de corte
Lyman y fuentes submilimétricas.18 La mayor parte de las galaxias masivas del Universo local son elípticas, y se encuentran principalmente en los cúmulos ricos de
galaxias. Puesto que las galaxias elípticas albergan todas las fuentes fuertemente radioemisoras que conocemos, las radiogalaxias de alto z nos ofrecen la oportunidad
de estudiar tanto la formación de sus galaxias elípticas, como las de sus entornos.
55
56
Figura 2.10. (a) Estructura en torno a la radiogalaxia PKS1138–262 encontrada en un campo
scuba18 de ∼ 2.3’ de diámetro. Las galaxias detectadas parecen estar alineadas con la dirección del radiochorro de la radiogalaxia, marcado por las dos líneas amarillas. (b) Simulación
de un campo de 30 × 30 alrededor del progenitor de un cúmulo rico de galaxias a z = 3
c
[Governato et al. Nature
Publishing Group19 ]. Los círculos marcan las posiciones de los
halos de las galaxias más masivas, y corresponden aproximadamente a 60 % del campo de
scuba de la imagen (a). Los halos que se encuentran repartidos en el campo terminan dentro
del radio virial del cúmulo central a z = 0. El gtm será capaz de cartografiar el área completa de un progenitor de cúmulo como éste con la cámara aztec, y trazar las estructuras
filamentosas del protocúmulo a gran escala.
También se espera que los cuasares débilmente radioemisores más luminosos se
encuentren en galaxias elípticas masivas.
2.4 Detección de las anisotropías
del fondo de radiación cósmica de microondas
El Cosmic Background Explorer (cobe) demostró que este fondo es un cuerpo negro casi perfecto a 2.725 K, con fluctuaciones menores que los 80 µK sobre todo el
cielo.20 Esta radiación es luz primordial proveniente de la superficie de la última
dispersión, la época en la cual el Universo se enfrió por debajo de la temperatura
de ionización del hidrógeno, aproximadamente 380 000 años después de la Gran
Explosión. Conforme los iones se recombinaron con los electrones del plasma caliente para formar átomos neutros, la radiación se desacopló de la materia y los
fotones empezaron a viajar libremente, hasta que algunos de ellos fueron interceptados por los experimentos del fondo de radiación cósmica unos 13 000 millones
de años más tarde.
Figura 2.11. Comparación de los experimentos cobe y wmap. Imagen de todo el cielo del Universo
en su infancia, unos 380 000 años después de la Gran Explosión. La misión de la nasa cobe detectó
por primera vez pequeñas fluctuaciones de temperatura, lo que representó un hito en la historia de la
astronomía. La imagen de wmap tiene mucha mejor resolución y con base en estos datos los parámetros cosmológicos se han constreñido recientemente hasta niveles sin precedentes. [Grupo científico de
nasa/wmap].
58
Figura 2.12. Escala angular y frecuencia de operación de los telescopios usados en el estudio del fondo de radiación
cósmica. La región azul oscura representa los límites prácticos impuestos por la
primera generación de instrumentos del
gtm. La región azul transparente indica
el espacio de parámetros disponible para la segunda generación de cámaras bolométricas con más de 1 000 pixeles, dada la resolución espacial impuesta por
la apertura de 50 m.21
Las fluctuaciones primordiales contienen información sobre las condiciones del
Universo en el momento del desacoplamiento. Existen además fluctuaciones secundarias que se crean cuando los fotones se dispersan al interaccionar con los potenciales gravitacionales y las fuentes ionizantes en su camino hacia los observadores
actuales. Se han realizado medidas de estas fluctuaciones en escalas grandes y pequeñas con telescopios a bordo de satélites y globos como cobe, wmap, Maxima y
Boomerang, y con interferómetros terrestres como cbi y acbar. El gtm puede llenar el hueco que existe entre las observaciones de estas dos clases de experimentos,
debido a la gran resolución de 6 a 15 seg de arco entre 1.1 y 3 mm, y su gran sensibilidad de brillo superficial, como se muestra en la figura 2.12. Se espera que estas
prestaciones del gtm se vean aún más reforzadas por la siguiente generación de
cámaras de plano focal con un campo de visión instantáneo.
2.4.1 Fluctuaciones primordiales del fondo de radiación cósmica
La teoría de la inflación postula que el plasma primordial tenía inhomogeneidades
de densidad y presión que crecieron de acuerdo con el factor de escala del Universo. Estas ondas acústicas produjeron pequeñas variaciones de temperatura que
se observaron más tarde como fluctuaciones primordiales del fondo de radiación
cósmica congeladas sobre la superficie de última dispersión, en la época del desacoplamiento. Mientras que el satélite wmap22 ha medido de forma precisa tales
fluctuaciones en todo el cielo hasta escalas angulares l ∼ 600 (o 0.2 grados), el gtm
podrá medir las fluctuaciones en un intervalo amplio de pequeños factores de escala 300 < l < 3 000 (de 0.4 a 0.04 grados) en un plazo razonable. Los resultados
mejorarán la precisión de los datos de alto l proveniente de los interferómetros acbar y cbi, ya que el gtm podrá cartografiar áreas mayores del cielo. Las escalas que
se sobreponen a las medidas de wmap proporcionan una importante calibración. La
señal de más alta frecuencia acústica y la pendiente del corte de alto l se medirán
de forma precisa en este régimen, y permitirán constreñir los parámetros cosmológicos. Las escalas pequeñas del espectro de potencias pueden usarse para evaluar
la forma y la naturaleza gaussiana de las fluctuaciones de densidad, que son una
prueba de la teoría de la inflación, y también pueden estimar la época en la que
se produjo la reionización del Universo temprano por la formación de las primeras
estrellas y núcleos activos de galaxias.
2.4.2 Fluctuaciones secundarias del fondo de radiación cósmica
debidas al efecto Sunyaev-Zel’dovich
Hay un gran número de mecanismos que se pueden utilizar para producir dispersión de los fotones primordiales del fondo de radiación cósmica, incluyendo el amortiguamiento por plasma, los potenciales gravitatorios no estacionarios como los producidos en los flujos de gran escala, o la amplificación gravitacional. La fuente dominante de fluctuaciones secundarias del fondo de radiación es la ionización local
de cúmulos de galaxias, que será detectada por el gtm.
El plasma del medio intergaláctico, dentro de los cúmulos de galaxias, interacciona con los fotones del fondo de radiación mediante la dispersión inversa de Compton, por lo cual los electrones calientes producen dispersión de fotones de baja energía hacia energías mayores. Este efecto térmico Sunyaev-Zel’dovich (S-Z) distorsiona
el espectro milimétrico en la vecindad de los cúmulos, produciendo un decremento
máximo sobre el fondo de radiación a 2.3 mm, un incremento máximo a 0.85 mm y
ninguna señal a 1.4 mm. El gtm podrá explotar este efecto para identificar cúmulos
distantes y utilizar su resolución espacial para separarlos de galaxias cuasi puntuales y de los cirros galácticos con espectro similar.23 La amplitud del efecto S-Z está
59
60
gobernada por el parámetro de ionización de Compton y por la temperatura de los
electrones. Las medidas del efecto S-Z, que el gtm tomará en ondas milimétricas, se
combinarán con observaciones en rayos X para estimar la masa de los cúmulos, que
es un parámetro físico relevante. La cartografía y espectroscopía visible e infrarroja de las galaxias asociadas con los cúmulos darán los corrimientos al rojo y las
dispersiones de velocidades. Esta información impondrá cotas al crecimiento de las
estructuras.
Además, ya que el Universo es transparente en ondas milimétricas, y la intensidad del efecto S-Z es simplemente la distorsión del fondo de radiación cósmica, ésta
es independiente del corrimiento al rojo al que ocurre, y los censos S-Z no tienen
sesgos de distancia. La búsqueda del efecto S-Z será indispensable para estudiar la
formación y evolución de las grandes estructuras en cualquier época.
2.5 Estallidos de rayos gamma
Los estallidos de rayos gamma fueron descubiertos a principio de los años setenta
por satélites militares que estudiaban el efecto de las explosiones nucleares en la
atmósfera terrestre. Sólo después de que se estableció el origen extraterrestre de
estos sucesos, el descubrimiento se hizo público.24 Se pueden observar con instrumentos que detectan fotones de alta energía (rayos X y rayos gamma) operados
desde satélites para evitar la absorción de la atmósfera terrestre. Los estallidos de
rayos gamma están repartidos sin patrón alguno en el cielo y deslumbran cualquier
otra fuente celeste de alta energía por periodos cortos: su duración puede ser tan
corta como una décima de segundo, y tan larga como unos pocos minutos. Con
la excepción de los eventos llamados repetidores blandos de rayos gamma, dichos
estallidos no ocurren dos veces en la misma posición del cielo y, puesto que hasta
muy recientemente los telescopios que los podían detectar tenían una resolución
espacial pobre, su origen ha sido un gran misterio por más de dos décadas.
El instrumento batse, del Compton Gamma-Ray Observatory, se diseñó para
detectar un gran número de estallidos de rayos gamma con la idea de buscar pistas
sobre su origen. El batse detectó aproximadamente un estallido al día, mostrando
una distribución uniforme en el cielo, lo que implicaba un origen extragaláctico.25
La fuente de energía que originalmente se infirió para estos objetos era 100 veces
más luminosa que la de una supernova. Sin embargo, más recientemente se han
61
Figura 2.13. Concepción artística de un estallido de rayos gamma, donde los chorros de partículas de alta
energía son emitidos por un hoyo negro en el centro del caparazón de una supernova. [M. Weiss, cxc].
recabado indicios que señalan que los estallidos de rayos gamma son explosiones
en las que se producen eyecciones de materia en chorros altamente colimados, con
velocidades cercanas a la de la luz.26 Por lo tanto, si la materia se eyecta en haces
colimados, la energía total de la explosión es mucho más pequeña que si la materia
se expulsara isotrópicamente.
A finales de 1990, la misión italiana de rayos X BeppoSAX mostró que los estallidos gamma de larga duración, los que duran más de dos segundos, se acompañaban
62
Figura 2.14. El primer crepúsculo en rayos X detectado por
BeppoSAX, GRB 976228. El
cuadro de la izquierda muestra el crepúsculo 8 horas después de que el estallido de rayos gamma fuera detectado, y
el cuadro de la derecha muestra el crepúsculo 3 días más
tarde. Las escalas espaciales y
de brillo son las mismas para
los dos cuadros. [E. Costa et al.
c
Nature
Publishing Group].27
de emisión en rayos X de larga duración, aunque de más baja intensidad.27 Estos
crepúsculos de rayos X duran varias horas, e incluso unos pocos días, lo que permite la localización del estallido de rayos gamma en el cielo de forma más precisa
a través de telescopios cartográficos de rayos X de baja energía. Las posiciones refinadas permitieron observaciones de seguimiento más detalladas con telescopios
ópticos y radiotelescopios, lo que mostró que estos estallidos ocurrían en galaxias
normales hasta distancias muy altas.28 Se observó que unos pocos estallidos de rayos gamma tomaban características de supernova, probando que éstos son el inicio
de uno de los tipos de supernova.29 Hoy día se cree que la mayoría de las supernovas explotan isotrópicamente, eyectando materia de la estrella progenitora en todas
las direcciones a velocidades de unos 10 000 km/s, mientras que los estallidos de
rayos gamma eyectan la materia unas 30 veces más rápidamente a gran distancia
en dos haces simétricos. Lo anterior es consistente con el hecho de que los estallidos de rayos gamma se hayan detectado a grandes distancias. De hecho, se podrían
convertir en sondas del Universo temprano, ya que se pueden detectar a grandes
distancias si los observadores están alineados con el haz del estallido.
Puesto que las supernovas y los estallidos de rayos gamma marcan la muerte de
estrellas masivas, sus posiciones dan información sobre la situación de regiones de
formación estelar, ya que las estrellas masivas tienen vidas unas 1 000 veces más
63
cortas que estrellas como el Sol. Los estallidos de rayos gamma nos podrían llevar
a los primeros sitios donde ocurrió la formación estelar en el Universo. Una vez
que la posición del estallido se conoce, los telescopios más poderosos de la Tierra
pueden observar y estudiar sus galaxias anfitrionas. En vista de que la mayor parte
de la formación estelar está embebida en entornos polvosos, se trata de uno de los
objetivos prioritarios del gtm.
Las cuestiones científicas que se quieren resolver sobre los progenitores de los
estallidos de rayos gamma son la naturaleza de las galaxias anfitrionas y su utilización como trazadores de la formación estelar a alto z, ya que podrían ser detectados hasta z ∼ 15. El gtm operará simultáneamente con dos misiones de alta energía,
que detectarán y localizarán apropiadamente una gran muestra de estallidos de rayos gamma: Swift, que se lanzó en noviembre de 2004, y glast, que será lanzado
en febrero de 2007. El campo de visión de estos observatorios espaciales cubre entre 10 y 20 % del cielo, permitiendo descubrir en promedio un estallido cada dos o
tres días. Swift y glast darán posiciones con precisiones de unos pocos minutos de
arco, comparables con el campo de visión del gtm. Las detecciones marginales de
galaxias anfitrionas de estallidos de rayos gamma en ondas milimétricas y submilimétricas con las que se cuenta hasta el momento ponen de manifiesto que el gtm
será capaz de detectar decenas de galaxias anfitrionas al año, a un nivel de unos pocos mJy a 0.85 mm y 1.2 mm. Las observaciones con el telescopio de 30 m del iram
de GRB-991208 permitieron datar cuándo el material eyectado se volvió transparente a los fotones milimétricos, y se pudo seguir la rápida evolución del crepúsculo
y constreñir los modelos existentes.30 El gtm podrá obtener exposiciones más profundas de los crepúsculos de los estallidos de rayos gamma, permitiendo entender
las interacciones del material eyectado de alta velocidad y su entorno local.
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3. Las galaxias del Universo local
3.1 Introducción
E
l Universo local proporciona un enlace vital entre la Vía Láctea y el Universo temprano y ofrece, además, una panorámica crucial de nuestra propia galaxia. La estructura espiral de la Vía Láctea es muy difícil de estudiar
desde nuestra posición, inmersa en las partes externas del disco galáctico. Sin embargo, las galaxias cercanas se pueden observar con gran detalle, de manera que, a
través de éstas, podemos estudiar los procesos que generan la estructura espiral
de nuestra propia galaxia. Adicionalmente, entender el estado de evolución de los
sistemas galácticos cercanos permite definir de forma más precisa los procesos que
determinaron la evolución del Universo temprano.
3.2 Distribución del gas molecular
La distribución y abundancia de la materia interestelar densa contribuye, en gran
medida, a determinar la morfología y evolución de las galaxias. Las estrellas se
forman predominantemente en nubes moleculares gigantes, de 10 a 50 parsecs (pc)
y masas de 10 000 a un millón de veces la masa del Sol. Las estrellas masivas que
emergen de estas nubes moleculares emiten la mayor parte de la radiación de las
galaxias, y son las responsables del enriquecimiento químico del medio interestelar.
Las nubes gigantes están formadas predominantemente por hidrógeno molecular,
que no radia eficientemente en las condiciones típicas del medio interestelar y, por
lo tanto, es difícil de detectar. Esta es la razón por la que las nubes moleculares
se estudian principalmente mediante trazadores de líneas moleculares como el CO
67
Figura 3.1. Imagen en color compuesto de M 33, que muestra la emisión óptica en
rojo, el hidrógeno neutro en azul, y el CO en verde. La emisión de CO ha sido trazada
con la cámara sequoia en el 14 m del fcrao.1
Las galaxias del Universo local
69
Figura 3.2. Imagen en el visible de M 83, en la que
se han superpuesto las huellas de los ensambles o
matrices de receptores del gtm. El telescopio barrerá el campo para obtener imágenes completas de la
galaxia. [Imagen: stsci, aao, roe, uk-pparc].
o mediante la emisión térmica del continuo emitido por los granos interestelares
de polvo. El gtm está optimizado para estudiar el estado físico de la componente
fría interestelar de las galaxias y para evaluar su importancia en los procesos de
formación estelar.
La operación del gtm a altas frecuencias permitirá trazar la distribución del
gas molecular y del polvo en las galaxias cercanas en las que se están formando
estrellas en la actualidad, y también en las que la formación estelar empezará en
un futuro cercano. Se realizarán, además, censos sin sesgos de las propiedades de
los discos de las galaxias. Como ejemplo ilustrativo, la resolución angular del gtm
corresponde a unos 20 pc a la distancia de la galaxia Andrómeda (M 31) y a la de la
galaxia Triángulo (M 33), lo cual es suficiente para resolver el gas contenido en sus
nubes moleculares. Del mismo modo, el gtm podrá localizar y medir la cinemática
de las nubes densas de gas molecular en unas 100 galaxias espirales cercanas, e
investigar los mecanismos de formación de las nubes moleculares y su disipación al
pasar por los frentes de choque de los brazos espirales. Casi todos los instrumentos
del gtm son cámaras multipixel, diseñadas para realizar cartografía rápida, por lo
que se podrá estudiar este conjunto extenso de galaxias de una manera eficiente,
realizando una caracterización sólida, desde el punto de vista estadístico.
70
3.3 Inestabilidades y formación estelar
La coherencia espacial entre las estrellas calientes (estrellas OB) y las regiones de
gas ionizado (regiones H II) en las galaxias es producto del mecanismo a gran escala que regula la formación estelar. Algunos estudios2,3 demuestran que la tasa
de formación estelar de las galaxias está limitada, de manera fundamental, por la
formación de las nubes moleculares de gas interestelar, desde un material inicialmente difuso. Tal paso evolutivo puede estar afectado por perturbaciones de presión, que llevan el material neutro caliente a una fase molecular fría y densa. Los
agentes perturbadores incluyen las ondas espirales de densidad, originadas por
la coalescencia entre galaxias, las inestabilidades de disco y los cascarones producidos por explosiones de supernovas en escalas intermedias. Con su gran capacidad de imagen, el gtm podrá definir las relaciones espaciales y cinemáticas entre la población de nubes moleculares y la componente de gas atómico trazada
por el hidrógeno neutro (H I), que ya se ha estudiado mediante la transición de
21 cm. Estas relaciones pueden discriminar entre los posibles factores responsables
del desarrollo de las nubes moleculares y la subsiguiente formación estelar de las
galaxias.
Las galaxias con brotes violentos de formación estelar constituyen una clase de
objetos en los que la tasa de formación estelar es muchas veces más eficiente que la
encontrada en galaxias normales, como la Vía Láctea. Estos sistemas extremos, que
se encuentran en el Universo local, son probablemente similares a los objetos hiperluminosos que se observan en ondas submilimétricas a alto corrimiento al rojo. El
fenómeno de brotes violentos de formación estelar es el resultado de los cambios
abruptos que experimenta el medio interestelar al deshacerse de su momento angular e incentivar su caída a gran escala hacia las regiones centrales de las galaxias.
Estas calamidades dinámicas están producidas por fuertes interacciones de galaxias,
incluida la coalescencia entre dos o varias galaxias, y por fuertes potenciales barrados. Los movimientos de caída del gas se pueden medir con gran precisión con los
interferómetros milimétricos existentes. Sin embargo, para cuantificar la cantidad
de material molecular que se está transportando se debe realizar un conteo sistemático del mismo con un telescopio de apertura simple, como el gtm, que pueda
cartografiar toda la galaxia con gran precisión angular, incluyendo las componentes
extendidas. Tales medidas nos darán información básica sobre la dinámica a gran
escala de estos sistemas extremos de formación estelar.
Figura 3.3. Imagen de los núcleos en coalescencia de las galaxias de La Antena, NGC 4038
y NGC 4039, tomada por el telescopio espacial Hubble. Este sistema es responsable de crear
las condiciones para que se produzca una rápida y eficiente conversión del gas molecular
en estrellas. El gtm medirá este proceso mediante el trazado del flujo del gas molecular en
las zonas centrales del sistema. [B. Whitmore, stsci].
Una de las nuevas técnicas que ofrecerá el gtm será el uso de las líneas de
recombinación de hidrógeno para localizar las estrellas masivas en formación y
la tasa de formación neta. Puesto que todas las estrellas jóvenes masivas nacen
rodeadas de un caparazón grueso de gas y polvo, la mayor parte de la radiación
71
72
que generan se ve absorbida por el polvo y se rerradia en ondas infrarrojas. En
consecuencia, normalmente se realiza una inferencia de la tasa de formación estelar
por medio de la luz infrarroja. Las líneas de recombinación del hidrógeno en ondas
milimétricas se originan en el gas que rodea a las estrellas, que se ioniza debido
al fuerte campo de radiación ultravioleta que éstas generan. Los caparazones de
gas y polvo son transparentes a las ondas milimétricas, por lo que las líneas de
recombinación del hidrógeno no se ven atenuadas, y podremos detectarlas con el
gtm e interpretarlas en términos de la formación de estrellas masivas. Se podrán
detectar, además, varias transiciones de recombinación simultáneamente entre 1 y
3 mm, mejorando la eficiencia observacional al combinar su señal.
3.4 Exploración de las condiciones físicas del medio interestelar
Las transiciones rotacionales de CO son una herramienta que permite cuantificar
las propiedades globales de las nubes moleculares gigantes, pero su utilidad puede
verse limitada por las grandes opacidades en línea y la insensibilidad en las zonas
de alta densidad (> 105 cm−3 ) de las nubes en las que se condensan las estrellas. La
densidad superficial del gas se puede determinar sin utilizar muchas suposiciones,
si se emplean trazadores del hidrógeno molecular
con menor opacidad, como 13 CO o el continuo térmico emitido por el polvo. Además, se pueden medir las condiciones del gas denso mediante transiciones múltiples de una molécula dada, como
por ejemplo HCN, HCO+ o CS. No obstante, dichos
diagnósticos son difíciles de obtener, ya que las líneas son intrínsecamente débiles y los factores de
relleno son muy pequeños, haciendo que la señal
sea todavía más débil. Para superar tales limitaciones es esencial contar con una gran área colectora.
El gtm podrá investigar la variación de las condiFigura 3.4. Sistema en absorción a z = 0.885 detectado en HCO+ (1 − 2) hacia el cuasar de alto corrimiento al rojo PKS 1830−211 con el telescopio de
14 m del fcrao. [M. Yun, University of Massachusetts Amherst/fcrao].
ciones del gas molecular en función de la posición
radial dentro de la Galaxia, haciendo uso de su
conjunto de instrumentos cartográficos y su gran
apertura. Las condiciones encontradas se podrán
73
comparar directamente con las tasas y la eficiencia de formación estelar para evaluar los procesos que las regulan.
La sensibilidad y precisión de la superficie del gtm son también esenciales para
investigar las condiciones físicas del medio interestelar de galaxias más distantes.
Los astrónomos ópticos han explotado por años la luz proveniente de objetos brillantes distantes que, a su paso por nubes de gas más cercanas, es absorbida, desarrollando así métodos para determinar la naturaleza del gas absorbente templado
y caliente en y alrededor de las galaxias. En principio, las mismas técnicas se pueden
utilizar en ondas milimétricas. De hecho, ya se ha identificado un grupo pequeño
de sistemas en absorción a estas frecuencias. Sin embargo, el número de sistemas
distantes de fondo tan brillantes como para permitir estos estudios en ondas milimétricas es pequeño para la apertura de los telescopios con los que se cuenta en la
actualidad. Además, estos telescopios tienen una cobertura instantánea de frecuencia extremadamente limitada, de forma que la búsqueda de líneas de absorción es
una tarea muy ineficiente.
La alta sensibilidad del gtm incrementará el número de objetos de fondo a explorar en varios miles, y podrá cubrir un gran intervalo de frecuencia y encontrar
un gran número de sistemas en absorción, para caracterizar la física de los mismos
con estudios de seguimiento más detallados. Cuando se compile un conjunto de
datos que abarque un abanico de transiciones moleculares en una gran variedad
de sistemas en absorción, a diferentes corrimientos al rojo, se podrá concluir qué
propiedades del medio interestelar sufren variaciones, tales como la densidad, la
temperatura y las abundancias de las especies químicas. Asimismo, por medio de
las variaciones se podrán explorar aspectos globales del Universo como la temperatura del fondo de radiación cósmica de microondas o el valor de las constantes
fundamentales de la física.
3.5 Cartografía de galaxias cercanas
Según los modelos cosmológicos en los que el Universo está dominado por materia
oscura fría, las galaxias se forman y evolucionan en regiones densas por un colapso
gravitatorio y un subsiguiente acrecentamiento de materia. En estos modelos, las galaxias se vuelven más grandes y pesadas mediante una serie de coalescencias entre
grandes estructuras y el canibalismo de galaxias más pequeñas y nubes de gas de
la vecindad. Por lo tanto, el ambiente en que se desarrollan las galaxias desempeña
74
un papel crítico en su historia de acrecentamiento de masa y en su historia de formación estelar. En un estudio pionero,4 y todavía no sobrepasado, el telescopio de
14 m del fcrao obtuvo medidas de la emisión de CO (1 − 0) de unas 300 galaxias
para caracterizar el contenido de gas molecular de diferentes tipos morfológicos
de galaxias. Debido a limitaciones observacionales, sólo se realizaron barridos a lo
largo de los ejes mayores de las galaxias o sólo se obtuvo la emisión global de las
galaxias, de forma que se conocen únicamente las características globales del gas.
Una caracterización completa de la distribución y cinemática del gas, la formación
estelar y su dependencia con la riqueza del entorno requiere mapas completos.
La importancia crucial del entorno y la necesidad de resolver el contenido gaseoso de las galaxias se demuestra con toda claridad en la imagen del censo de CO de
las galaxias del cúmulo de Virgo realizado con el 14 m del fcrao. Como se muestra
en la figura 3.5, la extensión espacial del gas frío está sustancialmente truncada en
las galaxias de disco que se encuentran cerca del centro del cúmulo, tal como éste
se ve señalado por la emisión en rayos X. El truncamiento revela que la presencia
del gas intercúmulo y la gran densidad de galaxias cerca del centro tienen un impacto directo en el contenido de material interestelar de las galaxias y, con el tiempo,
en su formación estelar presente y futura. En la actualidad, con el 14 m del fcrao
se está llevando a cabo la cartografía en CO de las galaxias con mayor tamaño angular que conocemos, que son el objetivo del censo Spitzer de galaxias infrarrojas
cercanas (sings).
Los astrónomos del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica y de
la University of Massachusetts Amherst llevarán a cabo censos del contenido de
gas molecular, mediante trazadores como el CO, de una amplia muestra de galaxias
que representen una gran variedad de entornos. La comparación de la emisión CO
con el H I y las imágenes infrarrojas de Spitzer deberán revelar la relación entre la
distribución a gran escala del gas frío y las estructuras estelares. En sus primeros
años de operación, el gtm cartografiará centenares de galaxias a distancias de hasta
100 Mpc, con resoluciones menores de 1 kpc, para compilar un banco de datos de
distribuciones del gas y polvo, que permitan una caracterización estadísticamente
significativa de las galaxias y la influencia de sus entornos.
Figura 3.5. Imagen en color compuesto de nueve galaxias del cúmulo de Virgo: la emisión de CO se representa en verde, la de H I en azul, la emisión en rayos X en magenta, y la emisión en el visible, localizada en el
interior de las galaxias, en rojo. La emisión de CO proviene de datos adquiridos con la cámara sequoia en el
14 m del fcrao.5 Las imágenes de las galaxias se han magnificado para mostrar sus detalles morfológicos.
Figura 3.6. Imagen en el visible de la región central del cúmulo de Coma. Centenas de galaxias como éstas
se podrán cartografiar simultáneamente con el gtm. [O. López-Cruz, inaoe/noao e I. Shelton, University of
Toronto/noao].
77
3.6 Exploración de la Galaxia
con la técnica de interferometría de base muy larga
La inclusión del gtm en varias redes globales de interferometría de base muy larga (vlbi) ofrece la posibilidad de alcanzar resoluciones angulares sin precedentes y, consecuentemente, atacar problemas astrofísicos fundamentales de forma
novedosa.
3.6.1 Cartografía del horizonte de sucesos de un hoyo negro
Quizás el proyecto más prometedor y revolucionario que el gtm puede ofrecer en
la red de interferometría de base muy larga es establecer la existencia y la naturaleza del hoyo negro supermasivo de la Vía Láctea. La mayor parte de la comunidad
científica acepta que la fuente de energía que alimenta a los núcleos activos de galaxias es el acrecentamiento de un hoyo negro supermasivo, ya que la producción de
energía y los tamaños en los que ésta se produce excluyen casi todos los procesos
alternativos. Sin embargo, para ser una teoría tan comúnmente aceptada, tenemos
un conocimiento muy impreciso de los procesos y condiciones físicas en escalas de
unos pocos radios de Schwarzschild (Rsch ), cerca del horizonte de sucesos del hoyo
negro.
Figura 3.7. Cobertura de las líneas de base de la
red de vlbi a 86 GHz utilizando el vlba y el gtm.
Cuanta más cobertura tiene este plano, más precisas se vuelven las imágenes astronómicas y menos
tiempo se invierte en las observaciones. La cobertura del vlba se muestra en negro, y las líneas de
base aportadas por la inclusión del gtm se muestran en rojo. El gtm proporcionará a la red de vlbi
las críticas líneas de base norte-sur, que permitirán
búsquedas de estructuras débiles, además de duplicar la sensibilidad del interferómetro. [S. Doeleman,
neroc, Haystack Observatory].
78
Mediante esta técnica interferométrica se pueden estudiar las zonas centrales
de los núcleos activos de galaxias, cerca de la singularidad central. El mejor caso
a estudiar es, sin duda, la radiofuente compacta de nuestra galaxia, SgrA∗ . La interpretación de que sea la manifestación de un hoyo negro de unos 4 millones de
masas solares se debe a una sólida indicio observacional. La dispersión de velocidades de las estrellas en torno al centro de la Galaxia y las órbitas descritas por
estas estrellas6 indican que una masa de esta magnitud está encerrada en el centro
de la Vía Láctea. Los límites superiores al movimiento propio de SgrA∗ también indican que la radiofuente debe estar asociada con al menos 400 000 masas solares.
Estas medidas de la masa, combinadas con los tamaños intrínsecos medidos con
vlbi a 43 y 86 GHz7 implican que la densidad de masa excede los dos millones
de trillones de masas solares por parsec cúbico (2 × 1024 M /pc3 ), lo que equivale
a cuatro órdenes de magnitud menos que la densidad de un hoyo negro de 4 millones de masas solares. Puesto que cualquier agregación de la materia con estas
densidades se convertirá en un hoyo negro en una escala de tiempo menor que la
edad de la Galaxia, este resultado se toma como el mejor indicio de la existencia
de hoyos negros supermasivos. Sin embargo, ésta no es una prueba concluyente,
ya que para ello se necesitaría presenciar movimientos relativistas en el horizonte de sucesos o algún otro proceso relativista provocado por la singularidad gravitatoria.
El medio interestelar ionizado disipa y agranda las imágenes en radio de SgrA∗
con una dependencia cuadrática respecto a la longitud de onda, de forma que las
frecuencias más altas son las más importantes para establecer límites al tamaño de
SgrA∗ . En la banda de 86 a 230 GHz se puede usar el gtm en combinación con el
resto de los telescopios de la red de vlbi para observar las estructuras y los procesos que ocurren a unos pocos radios de Schwarzschild del horizonte de sucesos.
A 86 GHz la mayor sensibilidad del gtm, acoplada con las líneas de base norte-sur
con las que complementa al vlba, permitirá probar si existen asimetrías en la estructura interna de SgrA∗ a escalas de 6 a 10 Rsch . Estas asimetrías están predichas
por los modelos de eyección en los que la emisión de SgrA∗ estaría producida por
un chorro saliente de partículas relativistas, análogo a los chorros observados en
radio en núcleos activos extragalácticos. La escala de tiempo de las fulguraciones
en rayos X y en el infrarrojo de SgrA∗ corresponde a decenas de Rsch , lo que plantea la interesante posibilidad de observar cambios estructurales durante una de las
observaciones de vlbi.
Figura 3.8. Imágenes simuladas de un disco de emisión ópticamente delgado, en caída libre, que circunda un hoyo negro supermasivo en rotación. El cuadro (a) muestra el brillo
superficial derivado de los cálculos relativistas; el cuadro (b) muestra lo que el vlbi podría
observar a 450 GHz, incluyendo los efectos de dispersión y la anchura del haz del interferómetro, y el cuadro (c) muestra la emisión a 230 GHz que el vlbi podría observar bajo las
mismas condiciones. Las líneas continuas y discontinuas representan los cortes verticales y
horizontales del perfil de brillo, con el eje de ordenadas marcando las intensidades relativas.
El eje de abscisas da la distancia radial en unidades de la mitad del radio gravitacional del
8
c
hoyo negro (0.5 ×Rsch ). [H. Falcke et al. aas].
La resolución angular a 230 GHz aportada por el gtm mediante las líneas de base conjuntas con las antenas de Hawai y Sudamérica es suficiente para emprender
la búsqueda de los dramáticos efectos relativistas cuya existencia se predice en los
alrededores más inmediatos del hoyo negro del Centro Galáctico. Un hoyo negro embebido en un flujo de acrecentamiento ópticamente delgado debería manifestarse
como una depresión central en el perfil de brillo, o como una sombra. La morfología
de sombra requiere la presencia de una singularidad, y los modelos muestran que
las configuraciones de la red de vlbi cuando operan entre 230 y 450 GHz deberían
ser lo suficientemente sensibles como para detectar esta señal.8 SgrA∗ se podría
convertir en un banco de pruebas para la teoría de la relatividad general y para la
modelación de los flujos de inyección y eyección de un hoyo negro. Observaciones
como éstas pondrían fin a la hipótesis de la existencia de los hoyos negros supermasivos, para introducirlos en la esfera de realidad que debe incorporarse en los
modelos físicos.
79
80
3.6.2 Aceleradores cósmicos: mecanismos de emisión y colimación
de los chorros relativistas
Una de las cuestiones fundamentales en la física de los núcleos activos de galaxias
es la determinación del mecanismo con el que éstos pueden acelerar y colimar los
chorros relativistas de partículas. Las observaciones del vlbi de movimientos superlumínicos confirman que en muchos casos la inyección del chorro debe ser cercano
a la velocidad de la luz (0.98 c en el caso de la galaxia Seyfert 3C 120). Sólo el vlbi
en su configuración de mayor resolución angular puede seguir el movimiento de
estos chorros en su base. Se necesita observar en frecuencias altas para penetrar
los nódulos observados en radio, ya que son ópticamente gruesos y se deben evitar
los efectos de de-polarización Faraday, que enmascaran las estructuras del campo
magnético a frecuencias más bajas. Una configuración del vlbi global a 43 GHz ya
ha mostrado que el chorro de M 87 (Virgo A) se abre a ∼ 100 Rsch de su hoyo negro,
lo que implica que la colimación del chorro está gobernada por el disco de acreción
y no por los procesos de la vecindad del hoyo negro.9 Estas mismas observaciones
también muestran un abrillantamiento del limbo de la base del chorro, lo que refuerza el concepto de que está colimado magnéticamente. Las nuevas configuraciones a
86 y 230 GHz con el gtm, que utilizarán los sistemas de grabación de banda ancha,
Figura 3.9. Imagen obtenida con el vlba
de M 87 a 43 GHz. La emisión del chorro
se detecta claramente de los 0.5 a los 3 milisegundos de arco (de 140 a 820 Rsch para
el hoyo negro de 3×106 M , que se cree alimenta la actividad de su núcleo galáctico).
La dirección de la base del chorro se alinea
con la dirección del chorro de gran escala,
de más de 1 kpc, que se señala con una
flecha. La alta sensibilidad del vlbi cuando incluya el gmt permitirá obtener imágenes como ésta a tan sólo 10 a 25 Rsch .
c
[C. Ly et al. aas
].10
81
llegarán a resoluciones lineales de 10 a 25 Rsch en M 87, permitiendo la realización
de experimentos sobre los mecanismos de aceleración magnetohidrodinámicos en
escalas comparables al disco de acreción. Las observaciones polarimétricas a altas
frecuencias serán igualmente importantes, ya que medirán los campos magnéticos
al inicio del proceso de colimación. Otras fuentes, incluyendo 3C 120, se podrán
estudiar con una resolución lineal similar.
Referencias
[1]
[2]
Heyer, M. et al. (2004), Astrophys. J. 602 723.
Rownd, B.K. y Young, J.S. (1999), “The Star Formation Efficiency within Galaxies", Astron. J. 118, 670.
[3]
Wong, T. y Blitz, L. (2002), “The Relationship between Gas Content and Star
Formation in Molecule-rich Spiral Galaxies", Astrophys. J. 569, 157.
[4]
Young, J. et al. (1995), “The fcrao Extragalactic CO Survey. I. The Data", Astrophys. J. Suppl. 98, 219.
[5]
Kim, H. R. (2003), “CO Imaging Survey of Virgo Cluster Spirals", Tesis Doctoral,
Busan National University, Corea.
[6]
Schoedel, R. et al (2002), “A star in a 15.2-year orbit around the supermassive
black hole at the centre of the Milky Way", Nature 419, 694.
[7]
Bower, G.C. et al. (2004), “Detection of the Intrinsic Size of Sagittarius A*
Through Closure Amplitude Imaging", Science 304, 704.
[8]
Falcke, H., Melia, F. y Agol, E. (2000), “Viewing the Shadow of the Black Hole at
the Galactic Center", Astrophys. J. 528, L13.
[9]
Junor, W., Biretta, J. y Livio, M. (1999), “Formation of the radio jet in M 87 at
100 Schwarzschild radii from the central black hole", Nature 401, 891.
[10] Ly, C., Walker, R. C., y Wrobel, J. M. (2004), “An Attempt to Probe the Radio Jet
Collimation Regions in NGC 4278, NGC 4374 (M 84), and NGC 6166", Astron. J.
127, 119.
4. Formación estelar y medio interestelar en la Vía Láctea
4.1 Introducción
E
l medio interestelar, es decir, la materia y energía entre las estrellas, es
de vital importancia para la evolución galáctica, ya que en él se forman las
estrellas, y es a este medio al que las estrellas devuelven materia enriquecida
en elementos pesados, que son esenciales tanto para la formación de los planetas
como para el desarrollo y la evolución de la vida.
4.2 Procesos de formación estelar
Las estrellas se forman en regiones densas localizadas en las nubes moleculares
gigantes de las galaxias. Si bien los mapas trazados con ondas milimétricas son capaces de localizar las nubes moleculares en galaxias externas, se necesitan observaciones de mayor resolución angular para describir la dinámica interna de las nubes
y derivar las condiciones iniciales de la evolución protoestelar. Esta resolución sólo
se puede alcanzar en las regiones de formación estelar de nuestra propia galaxia, la
Vía Láctea. El gtm posee un amplio abanico de instrumentos para investigar la gama
de escalas y procesos relacionados con la formación estelar en las nubes moleculares de la Vía Láctea. La capacidad del gtm de cartografiar rápidamente la emisión
de las líneas moleculares y del continuo térmico del polvo permitirá investigar la
dinámica global de las nubes, el desarrollo de nódulos masivos y concentraciones
pre-protoestelares desde un sustrato de baja densidad, el colapso gravitatorio del
material en discos circunestelares, y el desarrollo de vientos estelares. La baja latitud geográfica del sitio donde se ubica el gtm representa una gran ventaja para este
83
84
Figura 4.1. Imagen en color compuesto de la emisión en rayos X del centro de la Vía Láctea, elaborada con
datos del observatorio Chandra. La gama de colores corresponde a la energía de los rayos X: desde el rojo
(baja) al azul (alta). Esta región de la Galaxia es rica en gas molecular, y en ella se han detectado casi todas
las moléculas interestelares conocidas. [D. Wang, University of Massachusetts Amherst].
tipo de proyectos, puesto que permitirá observar las regiones centrales de la Vía
Láctea para caracterizar condiciones del gas interestelar más extremas que las de
la vecindad solar. Con el gtm será posible observar tanto las regiones de formación
estelar más distantes del anillo molecular, como la región del Centro Galáctico.
Para comprender con precisión los procesos que llevan a la formación de las
estrellas se requiere una descripción de la dinámica de las nubes moleculares. Tal
descripción fija la escala de tiempo con la que la nube puede producir una generación de estrellas, y también el modo de formación, ya sea agrupado o distribuido.
Las imágenes de alta resolución de nubes moleculares cercanas revelan una red de
filamentos, cascarones y nódulos de gran densidad, que reflejan la complejidad de
la dinámica que caracteriza a las nubes. Dicha complejidad es producto de los movimientos expansivos de las regiones H II y de los vientos estelares, así como de la
interacción de las presiones magnetoturbulentas y la gravitación propia de la nube.
La determinación de la importancia relativa entre los campos magnéticos, la turbulencia y los choques producidos por los vientos es uno de los objetivos centrales de
los estudios contemporáneos de nubes moleculares, y el tema de un agitado debate
entre los astrónomos teóricos.
Formación estelar y medio interestelar en la Vía Láctea
Figura 4.2. Imagen de la emisión 13 CO J = 1 − 0 de la nube molecular de Tauro, una región
de formación estelar observada por el telescopio de 14 m del fcrao con el receptor sequoia.
El gtm podrá cartografiar sistemas de formación estelar mucho más lejanos, y explorar un
abanico mucho más amplio de medios interestelares. [M. Heyer, University of Massachusetts
Amherst/fcrao].
El gtm resolverá este debate mediante observaciones que impondrán condiciones de contorno a los modelos teóricos del medio interestelar y de la formación
estelar. Los mapas de gran campo que podrán ser trazados con el gtm darán una
gran cantidad de información dinámica, mucho más rica que la ofrecida por los telescopios milimétricos y los interferómetros con los que contamos hoy día, ya que
se recobrarán tanto las escalas espaciales pequeñas como las grandes. Asimismo,
la doble polarización de los sistemas heterodinos del gtm permitirá detectar y cartografiar el efecto Zeeman en las nubes moleculares y determinar las variaciones
espaciales del campo magnético.
Se han identificado dos modos de formación estelar en las nubes moleculares:
distribuido y agrupado. La formación estelar distribuida ocurre en nódulos pequeños (0.1 pc), aislados, de baja masa ∼ 1−10 M y alta densidad, de alrededor de
85
86
Figura 4.3. Imagen en color compuesto de la región de formación
estelar Sharpless 235, cartografiada
por el telescopio espacial Spitzer.
En azul se muestran las estrellas embebidas en la nube y las estrellas de
fondo. En rosa se representa la emisión de los hidrocarburos policíclicos aromáticos que están excitados
por la radiación ultravioleta de las
estrellas masivas. En verde se muestra la distribución de 13 CO J = 1 − 0.
1
c
[J. L. Hora et al. AAS].
10 000 moléculas por cm3 , que generan típicamente una sola estrella de baja o moderada masa. La nube molecular de Tauro es un ejemplo prototípico de dicho modo
de formación estelar. La mayor parte de los esfuerzos teóricos y observacionales
para entender la formación estelar se han centrado en este modo básico y fundamental. Sin embargo, la mayoría de las estrellas de la Galaxia emergen de sitios
con formación estelar agrupada, que no está tan bien caracterizada. Las regiones
densas en las que se forman los cúmulos de estrellas son más extensas, de 0.5 a 1
pc, más masivas, de 1 000 a 10000 M , y densas, 1 millón de moléculas por cm3 , y
más inhomogéneas que los nódulos asociados con la formación estelar distribuida.
Las regiones en las que se forman cúmulos estelares pueden llegar a generar entre
100 y 1 000 estrellas, y son casi exclusivamente sitios de formación estelar masiva.
Los nódulos masivos son brillantes tanto en líneas moleculares como en emisión
térmica del polvo, y se suelen asociar con regiones H II compactas o evolucionadas.
87
No obstante, hay pocas regiones cercanas de este tipo que puedan ofrecer datos
sobre sus orígenes en las nubes moleculares, y sobre las interacciones complejas
que deben ocurrir entre las protoestrellas ahí embebidas.
El gtm producirá una descripción definitiva de los nódulos masivos del medio
interestelar de la Vía Láctea. Los instrumentos aztec y speed cartografiarán la emisión de polvo que permitirá identificar los objetos protoestelares dentro de los nódulos masivos, complementando las medidas tomadas por el telescopio espacial
Spitzer. La dinámica local y la química de los nódulos masivos se determinará mediante los mapas de las líneas de emisión moleculares, que trazan directamente la
distribución del gas. Las medidas complementarias definirán el acoplamiento entre
la dinámica y las condensaciones protoestelares.
La formación de una estrella es el resultado del colapso gravitatorio de una parcela de gas denso en una nube molecular. El estudio de las protoestrellas permite
conocer las condiciones iniciales requeridas para propiciar la formación estelar, la
evolución protoestelar y la formación de sistemas solares como el nuestro. En las
etapas más tempranas de la formación estelar, las protoestrellas están embebidas
en un caparazón de gas y polvo y, por lo tanto, no son observables con telescopios
ópticos e infrarrojos. En cambio, las ondas milimétricas sí pueden penetrar el polvo
y darnos pruebas espectrales de los movimientos de caída del gas hacia las regiones
protoestelares. Las medidas milimétricas han impuesto restricciones sobre la velocidad de caída, el momento angular y el perfil de densidad de los nódulos protoestelares. Sin embargo, la sensibilidad de los telescopios con los que contamos hoy
día imposibilita observar una de las etapas del colapso de las protoestrellas, cuando el radio de caída es grande y las velocidades son pequeñas. La gran apertura
del gtm permitirá estudiar el colapso de estos objetos protoestelares en sus etapas
más tempranas. Aunado a lo anterior, la resolución ofrecida por el telescopio podrá
distinguir los movimientos asociados con caídas de los movimientos de rotación o
de eyección, que también pueden estar presentes en el colapso gravitatorio.
4.3 Astroquímica
Las nubes moleculares son las estructuras más grandes del Universo cuya composición está gobernada por ligaduras químicas. La química interestelar es científicamente importante por sí misma, y también por sus aplicaciones a problemas astrofísicos
88
Figura 4.4. Representación de algunas moléculas, de entre las aproximadamente 130 conocidas en el medio interestelar y circunestelar.
La detección del aminoácido más simple, la glicina, es un hecho controvertido, y será uno de
los temas que el gtm investigará. En blanco se
representa el hidrógeno, en gris el carbono, en
rojo el oxígeno y en azul el nitrógeno. [P. Ehrenfreund, University of Leiden].
como la formación estelar, en la que el acoplamiento de los campos magnéticos a
los iones moleculares y el enfriamiento de las nubes mediante transiciones molecu< 10 K) y las
lares son procesos críticos. Las temperaturas extremadamente bajas (∼
densidades de las nubes, las convierte en laboratorios únicos para el estudio de ciertas moléculas, cuyas características no se han podido estudiar antes en laboratorios
terrestres.2 Por último, puesto que algunas moléculas orgánicas pueden estar presentes en cometas, y es posible que éstos las hayan traído a la Tierra en etapas primitivas, es concebible que el material exógeno haya sido un elemento fundamental
en el origen de la vida terrestre.3
Aunque conocemos muchos aspectos de la química de las nubes interestelares
densas, también desconocemos aspectos como las reacciones de la fase gaseosa,
los procesos experimentados por los granos de polvo y el efecto que los campos
de radiación y los rayos cósmicos tienen sobre el gas y el polvo. Los problemas
son numerosos: 1] las abundancias químicas absolutas son difíciles de determinar,
su cálculo depende de las condiciones físicas del medio y estas condiciones varían
significativamente dentro de las nubes, y entre nube y nube; 2] las tasas de reacción y los cocientes de desglose de la fase gaseosa probablemente no se conocen lo
suficientemente bien para las temperaturas extremas que reinan en las nubes moleculares; 3] la naturaleza de la superficie de los granos de polvo se desconoce y,
por lo tanto, los procesos que sufren los granos no están bien constreñidos, y 4] no
sabemos cuál es la tasa de intercambio de materia entre la fase sólida y gaseosa de
las nubes.
Para refinar los modelos químicos se requieren medidas de la abundancia en condiciones físicas diversas, y además se deben identificar nuevas especies moleculares. La urgencia por obtener estas medidas en especies no polares y en agregaciones
sólidas de la materia, en conjunción con la mayor sensibilidad de los detectores infrarrojos con los que se cuenta hoy día, está empujando la explotación de las transiciones vibracionales en el infrarrojo. No obstante, la mayor parte de la información
química obtenida hasta el momento proviene de transiciones rotacionales emitidas
en ondas milimétricas y submilimétricas observadas con equipos heterodinos. La
alta sensibilidad del gtm permitirá observar detalladamente tales transiciones, y de
ahí derivar la química de las nubes interestelares, los discos protoplanetarios y los
cometas.
El alto poder cartográfico del gtm posibilitará la comparación exhaustiva del
contenido químico de una gran variedad de nubes moleculares en distintos estadios de evolución, entornos y condiciones físicas. De igual manera, el gtm evaluará
las fracciones isotópicas y su dependencia con los parámetros físicos y evolutivos
de las nubes. Los resultados se interpretarán en el contexto de las preguntas fundamentales sobre la importancia relativa de la fase puramente gaseosa frente a la
síntesis superficial de moléculas complejas en los granos del medio interestelar, y la
relación entre las moléculas interestelares, la química de objetos del Sistema Solar
primitivo, como los cometas, la inyección de moléculas orgánicas provenientes del
espacio en la Tierra primitiva y la importancia de dichas moléculas en el origen de
la vida.
4.4 Pérdida de masa estelar
Cuando las estrellas se expanden y ascienden por la rama de las gigantes rojas, su
gravedad superficial se desploma, y se generan vientos estelares que retornan grandes cantidades de materia al medio interestelar. El gas reciclado es rico en elementos pesados, básicos para la generación de la vida y para la creación de trazadores
moleculares de la densidad, temperatura y abundancias químicas del medio interestelar. Las estimaciones de la pérdida de masa y las condiciones físicas de las envolturas de estrellas evolucionadas dan información fundamental sobre la evolución
estelar y el efecto de la formación estelar en las estructuras galácticas.
Los máseres compactos y brillantes de varias especies y transiciones moleculares
pueden utilizarse en regiones ricas en moléculas para trazar la dinámica del gas y
89
90
sus condiciones físicas hasta escalas mucho más pequeñas que las de las fotosferas
estelares. Ya se han elaborado películas, con observaciones del vlbi a 43 GHz de la
emisión máser de SiO (J = 1 − 0) que rodea la variable Mira TXCam,4 que muestran
que las pulsaciones estelares inyectan y eyectan gas en configuraciones claramente
asimétricas. Los resultados del vlbi son importantes para entender los procesos
de pérdida de masa, pero en realidad se necesitan transiciones múltiples del máser
para determinar las condiciones físicas del gas en toda la envoltura circunestelar. El
gtm podrá expandir el intervalo de frecuencias observables del vlbi y caracterizar,
en un intervalo de frecuencias amplio, máseres como éste. Cuando se acople con el
vlba, el gtm creará un vlbi con base espectral ultrasensible a 86 GHz que cubrirá
la transición máser SiO (J = 2 − 1). El gtm, además, se acoplará a otras antenas milimétricas para cartografiar transiciones que se encuentran a mayores frecuencias,
como las de las especies moleculares del agua, metanol, HCN y SiO, que se localizan
en el intervalo de 86 a 230 GHz. La exploración de estas transiciones con el vlbi
permitirá caracterizar de forma más completa la dinámica del gas y las condiciones
físicas y abundancias químicas de esta importante clase de estrellas.
Referencias
[1] Hora, J.L. et al. (2004), “The Role of Photodissociation Regions in Massive Star
Formation”, Amer. Ast. Soc. Meeting 204, #41.12.
[2] Bell, M.B. et al. (1987), “Deuterium Hyperfine Structure in Interstellar C3HD”,
Chem. Phys. Lett. 136, 588.
[3] Ehrenfreund, P. et al. (eds.) (2004), Astrobiology: Future Perspectives, Kluwer
Acad. Publ., Dordrecht.
[4] Diamond, P. y Kemball, A. (2003), “A Movie of a Star: Multiepoch Very Long
Baseline Array Imaging of the SiO Masers toward the Mira Variable TX Cam”,
Astrophys. J. 599, 1372.
5. Las ciencias planetarias y la astrobiología
5.1 Introducción
E
l GTM estudiará los planetas, satélites y otros cuerpos menores del Sistema Solar, además de los discos protoplanetarios de sistemas externos. Algunos aspectos de estos estudios son críticos para caracterizar las condicio-
nes que llevaron a la generación de la vida en la Tierra y para buscar condiciones
similares en otros sistemas planetarios. El campo de la astrobiología incluye, entre
otras, las áreas descritas en este capítulo, además de la astroquímica, que ya se ha
tratado en capítulos anteriores.
5.2 Cuerpos pequeños
El Sistema Solar se originó como resultado del colapso gravitacional de una porción
de una nube interestelar densa, lo que dio lugar al Sol como centro de un disco
aplanado de gas y polvo, conocido como la nebulosa solar, en el que se contuvieron
gases congelados, o hielos, material rocoso y materia orgánica. Los cuerpos pequeños, conocidos como planetesimales, se formaron por acrecentamiento del polvo en
objetos con poco hielo y relativamente cercanos al Sol, los asteroides, y en objetos
del Sistema Solar externo con más hielo, como los cometas y los objetos del Cinturón de Kuiper. Los planetesimales son de importancia fundamental para entender la
formación planetaria. El registro de eventos de la infancia del Sistema Solar ha sido
borrado de los planetas como la Tierra debido al calor y la presión generados por
los procesos geológicos. Dichos procesos no tienen lugar en los cuerpos pequeños
y de ahí que los científicos planetarios prefieran estudiar asteroides y cometas para
determinar la física y química de los inicios de la formación planetaria.
91
92
Los cometas son los cuerpos que menos se han calentado durante su historia,
como lo delata su alto contenido en hielos, cuya sublimación produce las características atmósferas y colas cometarias. Por lo tanto, los cometas preservan rasgos
de las condiciones más tempranas. Además, los cometas y algunos fragmentos de
asteroides, llamados condritas carbonáceas, han traído a la Tierra una gran cantidad de materia orgánica, particularmente en las primeras etapas de la Tierra, y se
piensa que los cometas han contribuido significativamente al contenido de agua en
nuestro planeta. La idea de si estas contribuciones han propiciado o no el origen de
la vida es tema de debate y de intensa investigación en la actualidad.
5.2.1 Cometas
Los cometas se encuentran entre la gama de fenómenos astronómicos más vistosos y, al menos hasta los tiempos modernos, entre los más temidos. El inesperado avistamiento de una cola cometaria en el cielo se consideraba un mal presagio
en las antiguas culturas del mundo, incluyendo el México prehispánico, la antigua
Europa y China. Hoy día, el avistamiento de nuevos cometas se recibe con gran expectación por astrónomos, científicos planetarios y astrobiólogos, que ven en ellos
reliquias que preservan las condiciones originales del Sistema Solar, que contienen
información privilegiada sobre los procesos que gobernaron el nacimiento del Sol y
los planetas, y el origen de la vida misma.1
La composición química e isotópica de los volátiles cometarios muestra similitudes sorprendentes con la de sus homónimos interestelares, lo que se puede interpretar como que los cometas preservan las condiciones de las nubes de las que
se formaron o que la nebulosa solar exterior imita las condiciones de las nubes interestelares. En el primer caso se pueden extraer importantes consecuencias sobre
la transición entre la etapa interestelar y solar del material, mientras que en el segundo caso se pueden establecer límites sobre temperatura, densidad, campo de
radiación y mezcla turbulenta en las zonas externas del disco.
En los últimos años se ha puesto en evidencia que las observaciones milimétricas y submilimétricas son una herramienta indispensable para la exploración de la
química y física cometarias.2 Estas observaciones permiten caracterizar la composición química, la densidad, la temperatura y las velocidades de eyección de la atmósfera cometaria, llamada coma. De hecho, casi todas las especies moleculares polares
Las ciencias planetarias y la astrobiología
Figura 5.1. Cometa Hale-Boop fotografiado desde el Five College Radio Astronomy
Observatory.
identificadas en cometas se han descubierto por medio de ondas milimétricas y submilimétricas. La obtención de imágenes de esta emisión es particularmente importante, ya que los parámetros físicos deben de variar a lo largo de la coma. Además,
las imágenes pueden distinguir entre posibles orígenes de una especie molecular,
por ejemplo sublimación de hielos nucleares o producción química o fotoquímica
de la coma. Esta información es fundamental para determinar la composición del
núcleo, que, de otra forma, sólo se puede determinar con experimentos in situ.
La poca sensibilidad y ausencia de ensambles o matrices de receptores en la mayor parte de los radiotelescopios del mundo ha limitado, hasta la fecha, los estudios
de la distribución de la emisión molecular y del polvo en la coma cometaria, y el trabajo realizado en este campo proviene fundamentalmente del 14 m del fcrao.3 Se
cree que los cometas se han formado a un gran intervalo de distancias heliocéntricas. No obstante, se desconocen completamente las variaciones químicas y las
diferencias de la emisión en función de su distancia al Sol. La alta sensibilidad y
resolución angular del gtm permitirán una cartografía fidedigna de la distribución
93
94
Figura 5.2. Distribución de la emisión de
las transiciones J = 1 − 0 de las moléculas HCN (izquierda) y HCO+ (derecha)
en el cometa Hale-Boop, observadas en
el fcrao.3 La cruz marca la posición del
núcleo.
de los constituyentes moleculares y del polvo de las comas cometarias, que son
parámetros críticos para conocer la naturaleza de los cometas.4
Los cometas más brillantes son nuevos, en el sentido de que no se han observado
en la era moderna, sus periodos no se conocen con anticipación, y por lo tanto su
aparición no está predicha. La flexibilidad y extensión con que las observaciones
se podrán programar en el gtm permitirá tomar datos que son díficiles de obtener
con otras infraestructuras, nacionales o internacionales, que en general tienen una
programación muy rígida.
La emisión extendida del continuo que se observa en ondas milimétricas proviene de las partículas más grandes de polvo en la coma, que también contienen la
mayor parte de la masa. Estas partículas son invisibles en ondas más cortas, pero
su distribución puede medirse mediante el espectro del continuo milimétrico. Puesto que la distribución de tamaños puede cambiar a lo largo de la coma, debido a la
ruptura de los granos más grandes al alejarse del núcleo, es importante cartografiar
completamente la densidad de columna y el índice espectral para constreñir dicho
proceso. Las imágenes tomadas con aztec permitirán separar la emisión del núcleo
del de la coma.
La detección directa del núcleo cometario es ya un hito en sí mismo.5 La detección directa en el visible e infrarrojo es esencialmente imposible, debido a la
confusión creada por la emisión del polvo, pero éste es un problema menor en ondas milimétricas. La temperatura de brillo superficial se podrá estimar observando
el espectro en varias frecuencias: sólo así se podrá deducir el tamaño del núcleo
mediante el flujo observado. Debido a que los cometas son irregulares, el tamaño
expuesto en las observaciones cambiará según el cometa rote, lo que propicia el
95
cambio del flujo. Por lo tanto, en el seguimiento del cometa se podrá medir además
del periodo de rotación, la forma del núcleo. Asimismo, tales medidas permitirán
conocer la naturaleza de los centros de emisión de los chorros de gas que producen
la coma.
5.2.2 Asteroides, centauros y objetos del Cinturón de Kuiper
El continuo térmico emitido por asteroides y otros cuerpos pequeños permite conocer las temperaturas y, de ahí, sus propiedades termofísicas superficiales e internas.
Además de los asteroides del cinturón principal, cuyas órbitas se encuentran entre
las de Marte y Júpiter, la familia de los asteroides incluye los objetos que se aproximan e incluso cruzan la órbita de la Tierra, conocidos como objetos cercanos a la
Tierra; a los troyanos, que se encuentran en los puntos lagrangianos de la órbita de
Júpiter; a los centauros, que son planetesimales helados con órbitas comprendidas
entre las de Júpiter y Neptuno, y a los objetos del Cinturón de Kuiper, que son planetesimales más allá de la órbita de Neptuno. El gtm emprenderá el primer censo
de objetos pequeños en ondas milimétricas, lo que producirá catálogos de flujos,
distribuciones espectrales de energía y curvas de luz de una muestra significativa
de asteroides. Con este banco de datos se espera derivar la composición de los diferentes tipos de asteroides, ya que las propiedades dieléctricas de las superficies
rocosas, metálicas y heladas se manifestarán en los flujos y espectros medidos.
Tabla 5.1. Objetos pequeños observables con el gtm
y la cámara aztec en exposiciones de 30 minutos.6
Clase
Número observable
Cercanos a la Tierra
Cinturón principal
Troyanos
Centauros
Cinturón de Kuiper
100
1 500 a 2 000
100 a 400
30
10 a
15
La determinación del tamaño de los objetos del cinturón de Kuiper es de tanto
interés como la de su composición. Se necesitan observaciones en el régimen visible
para caracterizar la cantidad de radiación reflejada por los objetos, y observaciones
96
Figura 5.3. Posición de las órbitas de los objetos
del Cinturón de Kuiper proyectadas en el plano de
la eclíptica, junto con las órbitas de los planetas
gaseosos gigantes (en verde, Júpiter y Neptuno),
como referencia de escala. Las órbitas trazadas en
rojo pertenecen a objetos en resonancia con Neptuno, los azules a los objetos clásicos del cinturón
de Kuiper y las negras a los objetos del cinturón
que se encuentran más dispersos. [D. Jewitt, IfAHawai].
milimétricas para medir la emisión térmica intrínseca. La radiación absorbida por
un cuerpo oscuro lo vuelve caliente y, cuanto mayor es ésta, mayor es su emisión
térmica, produciendo un máximo de radiación entre el infrarrojo lejano y las ondas
milimétricas. El gtm podrá medir los tamaños y la reflectividad de estos objetos
cuando se trabaje en coordinación con telescopios ópticos. El cámara speed permitirá detectar objetos del cinturón de Kuiper de menos de 200 km de diámetro, unas
cinco veces menores que los observados hasta ahora en ondas milimétricas.
La detección de Sedna7 en 2004, a una distancia de 90 ua, es uno de los descubrimientos del Sistema Solar exterior más notables en los últimos años. Sedna tiene
una órbita extremadamente excéntrica que lo lleva desde 79 hasta 900 ua en un
ciclo de unos 10 000 años, siendo, por lo tanto, el primero de los objetos conocidos más allá de la zona de los objetos clásicos del Cinturón de Kuiper. Puesto que
Sedna está lo suficientemente alejado de los planetas gigantes como para que su
órbita haya sido perturbada, es improbable que alguna vez perteneciera al Cinturón
de Kuiper. Los descubridores de Sedna propusieron que el planeta se originó en la
región interna de la Nube de Oort, que es la fuente de cometas de largo periodo. Se
cree que Sedna tiene un diámetro ligeramente más pequeño que el de Plutón, pero
su emisión térmica está por debajo de la sensibilidad del telescopio espacial Spitzer
y de la antena milimétrica de 30 m del iram. El gtm será capaz de observar Sedna y
de caracterizar con precisión su tamaño y el de otros objetos del mismo tipo cuyo
diámetro sea mayor de 500 km. Sedna ha abierto la puerta a la búsqueda de una
nueva población de objetos más allá del Cinturón de Kuiper.
97
¿Qué es Sedna y de qué está compuesto? ¿Está relacionado con el Cinturón de
Kuiper o con la Nube de Oort o es un planeta capturado de otro sistema solar?8
¿Cuántos objetos como Sedna hay? El gtm podrá explorar el Sistema Solar externo,
mucho más allá de Neptuno —y posiblemente más allá del Cinturón de Kuiper— y
responder estas preguntas.
5.3 Atmósferas planetarias y satelitales
De entre las especies moleculares observadas en las atmósferas de los planetas y
satélites planetarios podemos encontrar: CO,
13
CO y HDO en Venus; CO,
13
CO, H2 O
y H2 O2 en Marte; CO y HCN en Neptuno; H2 O, CO, HCN y CS en Júpiter (las tres
últimas después del impacto del cometa Shoemaker-Levy 9); H2 O en Saturno; CO,
HCN, HC3 N, CH3 CH y HC15 N en Titán, y NaCl, SO y SO2 en Io.
La espectroscopía de atmósferas planetarias y satelitales da información sobre
la composición, temperatura y, en algunos casos, la presencia de vientos en estos
cuerpos celestes.2 La espectroscopía milimétrica es especialmente sensible al gas
sometido a bajas presiones, pudiendo así caracterizar las atmósferas superiores. El
espectro milimétrico se puede utilizar para deducir la temperatura de las atmósferas, ya que la emisión es principalmente térmica. De hecho, el perfil de las líneas espectrales milimétricas se puede utilizar para caracterizar la estructura vertical de la
temperatura y la composición química y, por lo tanto, para constreñir los procesos
físicos y químicos que allí ocurren. La caracterización de los gradientes de temperatura y composición química son vitales para la investigación de las atmósferas, ya
que la fotoquímica y el calentamiento por fotones son procesos muy importantes.
La composición atmosférica superior puede estar afectada por la presencia de vientos, así que las medidas de la composición pueden dar información indirecta sobre
la circulación de la atmósfera. De hecho, los vientos se pueden medir directamente
en algunos casos mediante el corrimiento Doppler de las líneas espectrales milimétricas, haciendo uso de la resolución espectral extremadamente alta de los sistemas
heterodinos del gtm.
La figura 5.4 muestra las líneas de absorción milimétricas típicas de sistemas
planetarios, con sus centros estrechos, ensanchados por el efecto Doppler de la
atmósfera superior, y sus alas muy ensanchadas por presión. La intensidad de línea
en la región ensanchada por el efecto Doppler es sensible sólo a la columna de
densidad del gas absorbente. En la región ensanchada por la presión, la intensidad
98
Figura 5.4. Absorción del monóxido de carbono en la atmósfera de Marte en las transiciones rotacionales J = 1 − 0 y
J = 2 − 1, observada con el 14 m del fcrao.2
depende fuertemente de la abundancia molecular como función de la profundidad
de la atmósfera. Puesto que el ancho de la línea aumenta con la profundidad y la
presión, el perfil de línea se puede invertir para obtener la distribución vertical del
absorbente, dado el perfil de temperatura, que puede ser deducido de forma similar
a partir de otros perfiles de línea. El ensanchamiento Doppler de la región central
es proporcional a la frecuencia de la línea, y esto hace que los datos milimétricos
sean mejores para estudiar la atmósfera alta que los datos infrarrojos o visibles.
El ensanchamiento por presión de moléculas típicas, como el CO, se incrementa en unos 3 MHz por cada milibar, provocando que las líneas planetarias puedan
llegar a ser muy anchas. El receptor de corrimientos al rojo del gtm es un instrumento ideal para medir las anchuras de las líneas y para determinar los perfiles
de temperatura y composición química en un intervalo de profundidades mucho
más amplio que el que se conoce hasta la fecha. Algunos planetas, como Venus cerca de su conjunción inferior, Júpiter cerca de su oposición o Saturno y sus anillos,
son demasiado grandes para ser cartografiados eficientemente por alma, pero son
perfectos para los planes cartográficos del gtm.
El gtm hará uso de una cola de observaciones para responder rápidamente a
eventos inesperados, como el vulcanismo de Venus o Io, y para programar largos
Figura 5.5. Imagen de Marte obtenida por el telescopio espacial Hubble. [D. Crisp y equipo
científico de wfpc2, jpl/Caltech/nasa].
seguimientos de estos fascinantes objetos planetarios. De igual modo, los planetas
y satélites con variaciones seculares, estacionales o rotatorias se podrán programar
fácilmente.
5.4 Planetas extrasolares y discos protoplanetarios
Puesto que ya se han detectado planetas alrededor de otras estrellas de tipo solar, el estudio de casos análogos a la nebulosa solar se vuelve una posibilidad real.
Existen numerosos casos de estrellas con estructuras que, con radios de cientos de
99
100
unidades astronómicas, probablemente sean discos protoplanetarios. La investigación de la física y química de estos discos es un reto, debido a su pequeño tamaño.
No obstante, observaciones con otros telescopios milimétricos, como el 30 m del
iram, han llegado a reconocer moléculas como HCN, H2 CO, CN, C2 H, CS, HCO+ y
CO en discos que rodean a estrellas de Tauro.9 De la excitación de las líneas se
puede estimar la densidad de H2 , y así determinar la masa y la extensión de las
regiones de congelación de las moleculas en granos. El gtm podrá realizar estudios
preliminares y derivar la diversidad de propiedades de los discos encontrados en
las regiones cercanas de formación estelar. Posteriormente, alma podrá llevar a cabo una medida directa de los gradientes dada su mayor resolución y área colectora.
Estos resultados son claramente importantes para la astrobiología, ya que se espera encontrar vida extraterrestre parecida a la de la Tierra en planetas similares al
nuestro.
Con el gtm y la cámara aztec se realizará un censo exhaustivo de la emisión de
polvo de los discos que rodean a estrellas jóvenes. Al comparar las masas de polvo
con las edades estelares se constreñirán las escalas de tiempo en las cuales el polvo
se acrecienta para formar planetas.
Figura 5.6. Imagen simulada de las observaciones con la cámara aztec a 1.1 mm de un
disco protoplanetario.10 El disco tiene un radio interior de 40 ua, y uno exterior de 100
ua, con una inclinación de 45◦ , y se observa
a una distancia de 3 pc. Este tipo de disco se
puede crear mediante procesos que barren
el material interno durante la agregación de
planetesimales y la formación inicial de los
planetas.
101
5.5 Astrobiología
Dentro de los propósitos de la astrobiología se encuentra la determinación de la evolución de los compuestos orgánicos mediante los procesos cósmicos que llevaron
al origen de la vida en la Tierra y, potencialmente, en otros planetas similares. Las
estrellas y los planetas se forman por el colapso de nódulos de material interestelar
denso, con una etapa intermedia que pasa por discos de gas y polvo alrededor de
las estrellas jóvenes. Algunas de las etapas de la evolución se pueden observar directamente, pero otras permanecen veladas por el polvo que, sin embargo, puede penetrarse con ondas milimétricas. Para comprender el origen de la vida, primero necesitamos entender la formación de nuestro propio sistema planetario, incluyendo los
procesos que llevaron a los inicios de la Tierra. Si queremos evaluar la probabilidad
de encontrar vida en otros planetas necesitamos antes entender las similitudes y
diferencias entre la evolución de nuestro sistema y la de sistemas exteriores.
El gtm tendrá un gran impacto en el campo de la astrobiología. Como se ha descrito en los capítulos anteriores, en las escalas más grandes el conocimiento de la
formación galáctica en el Universo temprano tiene un efecto directo en las escalas
de tiempo de formación de los elementos químicos pesados que se necesitan para
el desarrollo de la vida tal como la conocemos. Mediante el estudio de las galaxias
y la formación estelar en el Universo cercano podremos discernir si las condiciones
que crearon nuestro planeta en el Sistema Solar son típicas, como para que se reproduzcan en sistemas planetarios de otras galaxias. Las investigaciones sobre la Vía
Láctea permitirán saber si el Sol y su sistema planetario se formaron de forma aislada o en un sistema agrupado, que podría haber sometido a la Tierra primitiva a un
entorno muy energético y biológicamente peligroso. La química orgánica del medio
interestelar ayudará a identificar moléculas complejas en objetos como cometas y
asteroides, así como a determinar la distribución potencial de la vida basada en el
carbono en la Galaxia.
La pertinencia de las investigaciones sobre el Sistema Solar para la astrobiología
se ha enfatizado a lo largo de este capítulo: los cometas ligan la compleja química orgánica del medio interestelar a la química de los cuerpos que se formaron en la nebulosa solar primigenia; los cometas y condritas carbonáceas trajeron agua a la Tierra
primitiva; la naturaleza de las atmósferas planetarias y satelitales son claramente
fundamentales para discernir si la vida ha podido o podrá originarse en estos cuerpos celestes, y la distribución de las propiedades de los discos protoplanetarios de
102
otras estrellas nos dan datos fundamentales sobre la posibilidad de la existencia de
vida en otras partes de la Galaxia.
5.6 Astronomía de radar
Los estudios de radar, en los que una señal de radio se emite hacia un objeto y se
estudia su reflejo o eco, son quizá uno de los pocos experimentos, propiamente
dichos, que se pueden realizar en astronomía, en el sentido de que el astrónomo
puede escoger las propiedades de la señal a transmitir. Debido a que la intensidad
de la señal transmitida y reflejada disminuye con el cuadrado de la distancia, la intensidad del eco observado depende de la cuarta potencia de la distancia, limitando
la aplicación de esta técnica a los objetos del Sistema Solar. Los planetas terrestres,
los satélites planetarios, los asteroides y los cometas se han convertido en objetivos
frecuentes de la astronomía de radar. En contraste, los planetas jovianos o el Sol
reflejan las señales de radar muy débilmente.
El eco del radar contiene información sobre la rugosidad de la superficie en
escalas similares a las de la longitud de onda del radar, y también sobre sus propiedades eléctricas. Por ejemplo, el carácter del eco recogido de las regiones polares de Mercurio y la Luna sugiere que podría haber hielo en algunos de sus cráteres, posiblemente porque éstos se mantienen en sombra permanente.11 Ya que
el eco se puede analizar con una gran precisión como función de la frecuencia y
del tiempo de recepción, las propiedades superficiales se pueden cartografiar con
una resolución que excede la del telescopio radar. Además, puesto que las ondas
de radar toman muestras de la superficie a diferentes profundidades según la longitud de onda empleada, se puede caracterizar la superficie a diferentes profundidades.
Dentro de la astronomía planetaria, el espectro milimétrico no está bien caracterizado debido a la falta de transmisores de alta potencia. Sin embargo, los transmisores ya se han desarrollado y la operación de estos equipos con el gtm podrá abrir
una nueva era para la astronomía de radar: se podrán explorar las zonas superiores
de las superficies de los planetas terrestres, los satélites y otros cuerpos menores
del Sistema Solar. Asimismo, se podrán obtener medidas de las distancias y velocidades de los objetos cercanos a la Tierra mucho más precisas que las disponibles
por métodos en el régimen visible, una consideración muy importante cuando se
trata de proteger la Tierra del posible impacto de estos objetos.
103
Figura 5.7. Modelo de alta resolución del
asteroide en rotación 4 179 Toutatis, construido a partir de observaciones de radar
tomadas en Goldstone y Arecibo. [R.S. Hud12
c
son, AAS].
El gtm no estará equipado inicialmente con radares; no obstante, se tiene contemplado adquirir dichos sistemas en el futuro. Por otra parte, sería posible utilizar
el telescopio como el transmisor de la señal de radar, y recibir el eco con alma, lo
que incrementaría el área colectora, la resolución angular y el tiempo de transmisión, ya que el gtm no tendría que dejar de transmitir para actuar como receptor.
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the Origin of Life”, Reports Progress Physics 65, 1427.
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[12] Hudson, R.S. et al. (2003), “High-resolution model of Asteorid 4178 Toutatis",
Icarus 161, 346.
6. Desarrollo de nuevas tecnologías
6.1 Introducción
E
l desarrollo de la astronomía moderna está ligado estrechamente a la innovación tecnológica. El deseo de los astrónomos de entender el Universo que
nos rodea hace que se requieran detectores de mayor sensibilidad, mayor
resolución espectral y mayor resolución angular. A su vez, los avances tecnológicos
frecuentemente traen consigo nuevas e inesperadas oportunidades para el desarrollo de la investigación. Por ejemplo, el crecimiento de la radioastronomía se debe en
gran parte a la tecnología del radar desarrollada durante la segunda guerra mundial. En el caso del gtm, para que el telescopio alcance las especificaciones deseadas
se han desarrollado soluciones tecnológicas innovadoras. Asimismo, para resolver
los problemas astronómicos expuestos en
los capítulos anteriores ha sido indispensable el desarrollo de instrumentación con
una sensibilidad sin precedentes.
Figura 6.1. Modelo del Gran Telescopio Milimétrico.
105
106
6.2 Superficie activa
En cualquier telescopio es vital que la forma precisa de la óptica, conocida también
como la figura, se mantenga en todas las orientaciones del telescopio. Debido a que
el reflector primario tiene 50 m de diámetro, el requerimiento es extremadamente
difícil de alcanzar. El reto se debe a que los efectos de la gravedad, de los cambios
térmicos y del viento provocan flexiones en la estructura del telescopio. Para que
el telescopio funcione adecuadamente se requiere que el efecto de las flexiones de
la estructura, en la figura de la óptica, se mantenga dentro de un margen de error
total de 75 µm rms, equivalente a 1/20 de una longitud de onda de 1.5 mm. De este
margen total de error, 55 µm rms es el error permitido en el reflector primario.
6.2.1 Corrección de errores debidos a efectos gravitacionales
Generalmente, la mayor fuente de error en la superficie reflectora la provocan las
flexiones de la estructura de soporte, conforme cambia la orientación, debido a la
gravedad. Los primeros diseños de radiotelescopios buscaban una estructura suficientemente rígida para mantener la figura de la superficie, dentro de la fracción
necesaria de la longitud de onda de operación. Sin embargo, las flexiones gravitacionales crecen rápidamente con el diámetro del telescopio haciendo este enfoque
impráctico para telescopios grandes.
Para resolver este problema, Von Hoerner1 propuso el uso de un diseño homólogo para radiotelescopios reflectores. En un diseño homólogo la estructura no se optimiza para minimizar las flexiones absolutas. En su lugar, se optimiza para minimizar las flexiones de una parábola ideal. En un sistema homólogo perfecto la forma
del reflector siempre es parábolica para cualquier ángulo de elevación, aunque la
longitud focal de la parábola puede cambiar. Como los cambios en la longitud focal
del reflector primario se pueden corregir reposicionando el secundario, tales flexiones prácticamente no tienen efecto en el desempeño del telescopio. Los telescopios
reales no pueden alcanzar una homologación perfecta, pero un diseño apropiado
puede reducir los errores en la superficie efectiva por un factor mayor de cinco.
Mientras que por muchos años los telescopios se han diseñado usando el principio de homologación, tal enfoque no es suficiente para el gtm. Las flexiones del espejo primario conforme cambia el ángulo de elevación del cénit al horizonte son del
Desarrollo de nuevas tecnologías
Figura 6.2. Prototipo de un segmento de níquel del Gran Telescopio Milimétrico. En su
mayoría, los paneles están formados por ocho subpaneles.
orden de varios milímetros. Aun así las desviaciones respecto al mejor ajuste a la
parábola ideal son de algunos cientos de micrómetros rms. Como tales cantidades
son mucho mayores que el margen de error para el reflector primario, se requirió
un nuevo enfoque.
Se diseñó un sistema activo, es decir, un sistema que permite modificar la posición de los paneles individuales, de tal forma que las flexiones se pueden corregir
continuamente mediante una computadora. Dicho enfoque permite que la estructura sea optimizada para un peso y una rigidez dada, en lugar de para un homólogo, y hace que el requerimiento de mantener la posición del reflector pase de una
estructura pasiva a un sistema de control activo.
La superficie del reflector primario está dividida en 180 segmentos distribuidos
en cinco anillos. El primer anillo tiene 12 segmentos, el segundo tiene 24 y los tres
restantes tienen 48 cada uno. En el concepto de la superficie activa del gtm cada segmento está sostenido por cuatro actuadores lineales, uno en cada esquina. Debido a
107
108
Figura 6.3. Imagen de un segmento de pruebas del gtm en el laboratorio de superficies
anesféricas del inaoe. El panel de níquel está montado sobre una base, que a su vez está
soportada por el submarco, o subestructura abierta, mediante ocho barras de apoyo. El submarco tiene cuatro actuadores para ajustar la orientación del panel respecto a la estructura
del telescopio.
la alta precisión requerida en la superficie, no es práctico compartir actuadores entre segmentos. Mientras que lo anterior resulta en un número relativamente grande
de actuadores, 720 en total, tiene la ventaja de que la posición de cada segmento se
puede controlar individualmente.
En principio, con sólo tres actuadores se puede posicionar un segmento. No obstante, la forma aproximadamente trapezoidal de los segmentos requiere un soporte
más uniforme. Se diseñó una estructura de soporte, llamada submarco, que se fija
al segmento por medio de los cuatro actuadores. El submarco, a su vez, sostiene la
superficie del panel en ocho punto interiores. El soporte de cuatro puntos también
permite ligeros ajustes de alabeo para compensar errores residuales.
El gtm usará una corrección de lazo abierto para mover los actuadores a la
posición adecuada, como función del ángulo de elevación. Será el primer telescopio
109
de su tipo que dependerá de una superficie activa para alcanzar las especificaciones
operativas. Como tal, representa una innovación en la tecnología de estructuras
flexibles de alta precisión para telescopios milimétricos y radiotelescopios.
6.2.2 Corrección de errores inducidos térmicamente
Otra fuente importante de errores en la superficie del reflector primario son los efectos térmicos en la estructura de soporte. De manera similar al caso de los errores
gravitacionales, los inducidos térmicamente aumentan conforme crece el diámetro
del telescopio. El enfoque tradicional para contrarrestar los errores inducidos térmicamente ha sido minimizar las variaciones de temperatura pasivamente. Lo anterior
se logra recubriendo la estructura con una pintura altamente reflejante, cubriendo
el reflector con un aislante y haciendo circular aire dentro del volumen encerrado.
El gtm hará uso de todas las técnicas tradicionales, pero además, como el telescopio tendrá una superficie activa, podrá corregir los errores inducidos térmicamente
en la superficie. Para lograrlo, se instalarán más de 100 sensores de temperatura en
distintas posiciones del reflector. Las lecturas de estos sensores se usarán para calcular los cambios requeridos en la posición de los actuadores y así corregir la figura
del reflector, dado el estado térmico de la estructura. En vista de que la constante
de tiempo térmica de la estructura es muy grande podemos garantizar que tales
correcciones serán lentas.
Figura 6.4. Distorsiones térmicas de
la superficie del gtm, para dos gradientes de temperatura. [D. Smith, merlab/gtm].
110
La determinación experimental de las correcciones térmicas es más complicada
que en el caso de la carga gravitacional. No obstante, la relación inicial entre cada
elemento sensor y la posición del actuador requerido se calculará por medio de un
modelo de elementos finitos de la estructura del telescopio. Se espera reducir los
errores térmicos por un factor de 2 mediante una corrección de lazo abierto.
6.2.3 Corrección de errores debidos al viento
Cuando el telescopio esté operando, la fuente más importante de errores en el primario será el viento. Este efecto se traduce en un problema de apuntado. El enfoque
tradicional para alcanzar la precisión de la superficie sometida a cargas de viento
depende de la rigidez de la estructura. Los análisis indican que la precisión de la
superficie del gtm se puede mantener dentro del margen de error sin corrección
adicional. Por otro lado, como se tiene una superficie activa, en principio es posible
hacer correcciones para la componente estacionaria del viento.
6.3 Apuntado del telescopio
El problema más difícil en el diseño y operación del Gran Telescopio Milimétrico
será alcanzar la precisión requerida en el apuntado. El diámetro del haz del telescopio a 250 GHz es de 6 seg de arco, por lo que la especificación en la precisión del
apuntado es de 1 seg de arco, con la meta de llegar a 0.6 seg de arco. Se trata de
un requerimiento difícil de alcanzar porque la gran área colectora del telescopio, de
alrededor de 2 000 m2 , hace las veces de una vela de cara a los vientos incidentes, lo
que provoca que el telescopio sea más susceptible a errores de apuntado. Por otro
lado, la frecuencia natural de la estructura es baja, lo que dificulta mantenerla en la
posición deseada en presencia de cargas de viento.
Para alcanzar un buen apuntado se deben medir y compensar los errores de
apuntado repetibles y estáticos usando un modelo que se construye a partir de una
tabla de errores. La tabla se genera siguiendo una fuente astronómica y comparando
continuamente la posición del telescopio con la posición deseada. Los datos resultantes se ajustan a un modelo, que aplica una corrección adecuada en cada posición. No obstante, se espera que los errores residuales, después de aplicar el modelo de apuntado global, aún sean mayores que el margen total de errores, debido
a la resolución limitada de los datos del modelo, así como a las variaciones en las
condiciones ambientales durante las medidas de apuntado.
El modelo de apuntado básico será complementado con un procedimiento estándar de verificación local. Tales correcciones requieren usar una fuente de apuntado
cercana para hacer una corrección adicional, antes de mover el telescopio a la posición deseada. La gran área colectora del gtm, y de ahí su gran sensibilidad, garantizan que se encontrarán fuentes de apuntado locales. Las correcciones adicionales
contribuyen además a eliminar la mayoría de los errores de apuntado inducidos
térmicamente.
Para extender el tiempo requerido entre dos verificaciones de apuntado, el diseño incluye una red de varios cientos de sensores de temperatura, que forman parte
del sistema de compensación flexible. Los sensores realizan un seguimiento de la
temperatura de la plataforma de rotación, o alidada, y de las patas del cuadropodo,
para llevar a cabo el cálculo de la deformación de la estructura. Inicialmente, las
correcciones serán comparadas con las predicciones del modelo de elementos finitos. A largo plazo se desarrollará una tabla de error que correlacionará las lecturas
de los sensores de temperatura con las correcciones de apuntado.
Las deformaciones estructurales son más difíciles de corregir porque no hay una
medida directa del error. Para corregir tales deformaciones, además de los sensores
de temperatura, el sistema de compensación incluye inclinómetros biaxiales en cada
balero de elevación, un telescopio óptico cerca del reflector primario y un sistema
adicional de seguimiento directo de la posición del reflector secundario, basado en
un láser. El objetivo es combinar la información de todos los sensores para generar correcciones adicionales en tiempo real, cuando ocurran cargas de viento. Los
sensores permitirán un seguimiento directo y una comparación con los errores de
posición en el cielo y con aquellos predichos por el sistema de compensación. Se
espera que, con el tiempo, el nivel de corrección aumente.
Mantener los codificadores dentro de la precisión requerida exige que el desempeño del sistema de control sea mucho mejor que el de telescopios estándar. El
sistema de control del gtm2 ha aplicado varias de las técnicas más avanzadas, desarrolladas por el grupo de control del proyecto Deep Space Network del jpl. Los
experimentos en dichas atenas han mostrado la factibilidad de usar controladores
basados en modelos. Las simulaciones indican que los errores medidos en los codificadores se pueden corregir hasta una fracción de segundo de arco, aun en el caso
de ráfagas de viento.
111
112
6.4 El sistema de control y seguimiento
Los telescopios modernos son sistemas distribuidos complejos que consisten en
dispositivos e instrumentos que deben ser controlados en un esquema coordinado
para realizar tareas científicas, como es la adquisición de datos astronómicos. Se debe, por lo tanto, dar seguimiento en tiempo real al estado de todos los dispositivos.
Para el gtm se ha diseñado un sistema de programación generado automáticamente.
El sistema se ha beneficiado de los avances en la tecnología de la computación para
el desarrollo de los programas de control e integración de dispositivos nuevos.
6.4.1 Enfoque general
El enfoque tradicional para crear un sistema de control y seguimiento ha sido desarrollar controladores de dispositivos individuales y después ponerlos en un sistema de cliente/servidor para llegar a la coordinación deseada. Los problemas en
este enfoque son la complejidad y la inflexibilidad. Los protocolos de comunicación
deben ejecutarse y mejorarse y las adiciones requieren modificaciones del código e
incluso cambios en el diseño.
El gtm ha automatizado la creación de un esquema de control y seguimiento
describiendo las componentes del sistema en lenguaje extensible xml y después generando automáticamente el código fuente para clases base extensibles e interfaces
de usuarios. El diseño del sistema de control y seguimiento es flexible y adaptable.
Para simplificar el mecanismo de coordinación de los diferentes subsistemas se
ha empleado un sistema de estado global en el modelo de comunicación. Un solo objeto de estado global, que contiene referencias a todas las componentes del sistema,
se describe en xml, y el código fuente correspondiente se crea automáticamente
para acceder a objetos de estado global. El uso de xml en astronomía se inició con
los trabajos realizados en el Goddard Space Flight Center de la nasa.3
6.4.2 Diseño orientado a objetos y automatización
El gtm consta de un gran número de sistemas complejos de control: el servosistema de los ejes principales, con 16 motores en acimut y cuatro motores en elevación;
el posicionador del reflector secundario; los 720 actuadores de los paneles de la
superficie activa y la óptica del terciario. Además, el gtm tiene instrumentos científicos como los receptores, los espectrómetros y los sistemas de adquisición de
datos.
Ya que los sistemas de los telescopios están restringidos al mundo de los objetos
reales, un diseño orientado a los objetos para el sistema de control y seguimiento
se sigue de manera natural. Cada subsistema se puede definir como un objeto de
programación con atributos que describen las propiedades de los objetos reales y
los métodos que alteran el estado de estos atributos.
El xml genera la automatización deseada por medio de un conjunto de reglas
para estructurar los datos, como una hoja de cálculo, direcciones y parámetros de
configuración. Esto simplifica las tareas de la computadora de generar y leer datos,
y asegura que la estructura de los datos no sea ambigua. Las propiedades de cada
subsistema del telescopio se especifican en un archivo de configuración xml. Cada
uno de estos archivos describe una clase, que incluye tipos de campo y métodos de
acceso. Dichos archivos son procesados para generar automáticamente clases base
extensibles, métodos de comunicación en C++ y Java, y definiciones en el lenguaje
de datos interactivo idl para generar códigos de comunicación en la arquitectura
de objetos comunes corba.
Usando los protocolos estándar iiop, un programa basado en corba de cualquier proveedor, en casi cualquier computadora, sistema operativo, lenguaje de programación y red, puede interactuar con otro programa basado en corba del mismo
o de otro proveedor, en casi cualquier computadora, sistema operativo, lenguaje de
computación y red.
El compilador de control y seguimiento xml del gtm es una herramienta de
programación tal que, dado un conjunto de archivos de configuración, crea clases
base extensibles e interfaces de usuarios, formando un marco de trabajo para el
control y seguimiento. El compilador procesa los archivos de configuración y genera
clases base en Java, en C++ , en la interfaz nativa de Java jni y en corba. Java es el
lenguaje que se usará para las interfaces con los usuarios.
En resumen, las clases base en Java se usan para manejar la interfaz de usuario en Java y las clases base en C++ controlan los manejadores de dispositivos de
sistemas de tiempo real y los controladores. Las clases en jni permiten la comunicación entre las clases en Java y las clases en C++ en el área de red local. Las
clases en corba permiten la comunicación entre las clases en Java y en C++ entre
computadoras. Además, el compilador crea un solo objeto en Java y en C++ que
113
114
Figura 6.5. Diagrama de flujo del compilador de control y
seguimiento del gtm.
contiene referencias a todos los elementos del sistema para realizar un diagnóstico
del sistema global.
Para garantizar una apariencia consistente del sistema de control y seguimiento
del telescopio se usa un conjunto de archivos de configuración para describir la
interfaz de usuario y la salida de los paneles de control y seguimiento.
Figura 6.6. Una muestra del menú de control del gtm en la
pantalla de la computadora.
6.4.3 Sistema de estados globales
Este sistema se usa para facilitar el acceso de las componentes de distintos sistemas
y simplificar el protocolo de comunicación. Cada subsistema declara su estado en
el sistema global y de ahí toma el estado de otro subsistema. Un controlador del
secuenciador de estados finitos coordina las actividades entre los diferentes subsistemas por medio del mismo sistema global. El único requerimiento para hacer este
115
Figura 6.7. Enfoque de estados globales.
enfoque factible consiste en que para cada elemento del sistema global sólo puede
existir un escritor. Esto asegura que dos o más procesos no pueden inscribirse simultáneamente o actualizar un elemento dado. Por otro lado, un número ilimitado
de lectores puede acceder al mismo elemento del sistema global.
En un sistema de computación distribuido, como es el caso del gtm, se usa un
esquema de memoria compartida replicada. Se instalan tarjetas de memoria individual en cada sistema y se interconectan usando una conexión de fibra óptica. Todo
lo escrito en una de las memorias se manda instántaneamente a todas las tarjetas
de memoria replicada de la red. Cuando no hay acceso directo a la memoria compartida, como en el caso de las observaciones remotas, se usa un servidor corba para
tener acceso a la memoria.
Elegir el ambiente computacional idóneo para el gtm fue una tarea difícil. La
elección final fue usar un sistema de anfitrión/objetivo: una estación de trabajo
que corre en Solaris y una poderosa computadora personal Motorola basada en el
canal de datos vme, embebida en un sistema operativo Vxworks, que es el sistema
operativo de tiempo real más avanzado. Tal elección ofrece la ventaja de disponer
de una conversión directa entre Unix y Vxworks, así como una gran disponibilidad
de controladores de dispositivos en ese ambiente.
6.4.4 Sistema de control y seguimiento del GTM
El sistema descrito hasta ahora se ha usado para construir el sistema de control
y seguimiento del telescopio, que está compuesto de varios módulos que incluyen
116
Figura 6.8. Diagrama de bloques del sistema de control y seguimiento.
herramientas de observación y seguimiento, un controlador del secuenciador de
estados finitos y un calendario, entre otros.
Las herramientas de observación permiten al usuario diseñar programas de observación. Tales programas se pueden ejecutar en línea o se pueden enviar a un
agendador para una ejecución óptima. También se puede guardar o cargar un archivo y se puede editar manualmente usando un editor de textos. Cada programa de
observación debe contener las restricciones del tiempo de observación, las posiciones del objeto, el receptor, el instrumento y el método de observación. Las herramientas de observación generan comandos para controlar los diferentes susbsistemas basados en el programa de observación. También se pueden usar para generar
comandos de una manera más interactiva con propósitos tanto científicos como de
ingeniería.
Las herramientas de observación pueden, asimismo, ejecutar funciones como
apuntar a una fuente, desplazarse teniendo como referencia la fuente, controlar los
radiómetros, modificar el modo de observación y el tiempo de integración. También
dan acceso a funciones de ingeniería como el control de la antena, del reflector
secundario, del terciario y de los instrumentos. Se dispone de otros recursos para el
usuario tales como catálogos de objetos en línea, condiciones meterológicas, ayuda,
mapas de configuración y una estimación de los tiempos adicionales requeridos
para llevar a cabo la tarea principal. Un controlador del secuenciador de estados
finitos traduce los programas de observación en estados del telescopio y de los
Figura 6.9. Interfaz del usuario en el sistema de control y seguimiento del gtm.
instrumentos. Ejecuta cada comando mientras le da seguimiento al estado de error
del sistema.
Las herramientas de seguimiento se usan para ver el estado del sistema en tiempo real mientras se ejecutan los comandos de observación y se adquieren los datos
científicos y de ingeniería. Su función es ejecutar una verificación de la integridad
de los datos y de la operación adecuada del sistema, desplegando el estado del sistema al usuario. La información puede incluir, por ejemplo, el estado de observación
indicando la etapa en curso, el tiempo transcurrido y el tiempo restante. También
indica el estado del telescopio: posición y temperatura, entre otros parámetros. Incluye además el estado del instrumento, como la configuración, el ancho de banda
y la tasa de muestreo. Asimismo, informa sobre el estado del modelo de apuntado,
117
118
el estado de la superficie activa, el estado del subreflector, las condiciones meterológicas, las señales de error y las bitácoras.
6.4.5 Adaptación a telescopios existentes
Como preparación al lanzamiento del sistema de control y seguimiento del gtm
se han construido, y en algunos casos actualizado, diversos sistemas para probar
su arquitectura. Los resultados han demostrado la adaptabilidad y reusabilidad del
sistema. Como una primera aproximación para verificar la operación del sistema
se desarrolló un simulador del telescopio que reproduce el comportamiento del
telescopio real y de los instrumentos. Disponer de un simulador permite, además,
enseñar el funcionamiento del sistema a los futuros usuarios.
Los programas y toda la electrónica sun-Solaris/vme-pc se han instalado para
uso regular en el Infrared Optical Telescope Array, ubicado en Mount Hopkins, Arizona, y en el telescopio de 14 m del fcrao. El sistema está funcionando exitosamente en dichos telescopios.
6.5 La máquina de medición por coordenadas
Con el apoyo del proyecto gtm, el Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica construyó una máquina de medición por coordenadas, para llevar a cabo metrología dimensional de piezas de gran tamaño, como son los paneles del telescopio
y el reflector secundario. Se trata de una máquina de pórtico: un puente deslizante
de 8.5 m de largo está sostenido, en cada extremo, por dos rieles paralelos de 10 m
de longitud. Una plataforma deslizante horizontal se mueve a lo largo del puente. El
movimiento combinado del puente y la plataforma permite posicionar un palpador
en un plano horizontal x,y. El movimiento del palpador en la dirección vertical (z),
lo provee un pilar deslizante que es soportado por la plataforma. El movimiento
de la máquina se efectúa mediante un mecanismo de corona y piñón con precargas
activas, que se aplican vía motores de corriente directa, acoplados en pares. El puente y el husillo usan cuatro motores cada uno, mientras que la sección vertical usa
sólo dos motores. El control de la máquina usa códigos g, que son estándares en las
máquinas de control numérico, provistos por la computadora de control que corre
bajo el sistema operativo Hard en tiempo real.
El volumen de medida de la máquina es de aproximadamente de 5 m por 6 m
horizontales por 4 m verticales. El peso máximo del objeto de prueba es de 30 toneladas. La posición aproximada de la máquina se puede obtener vía codificadores
rotatorios en cada motor. No obstante, la operación normal de la máquina usa tres
transductores de desplazamiento, lineales y ortogonales, que son interferómetros
ópticos, para obtener la posición de la cabeza medidora con una resolución de menos de 1 µm.
Figura 6.10. La máquina de medición por coordenadas en el Instituto Nacional
de Astrofísica, Óptica y Electrónica.
119
120
La máquina de medición cuenta con diversos palpadores para llevar a cabo las
medidas. El de desplazamiento lineal permite hacer medidas de hasta 100 mm, en
la dirección vertical, cuando está instalada en la cabeza posicionadora. Se usa para
un barrido continuo de la superficie, con la punta en contacto permanente con la
superficie. La información de las coordenadas de los tres interferómetros (x,y,z)
y del palpador z se combinan en intervalos de tiempo programables, mientras se
hace el barrido sobre la superficie de prueba. El barrido continuo es ideal para medir
superficies ópticas grandes como los espejos de un telescopio, en las que la figura de
la superficie es generalmente más importante que cualquier detalle de construcción.
También se cuenta con un palpador convencional tridimensional, que se usa
cuando los objetos no requieren medidas continuas, es decir, cuando se quieren localizar los rasgos característicos de la pieza de trabajo o cuando el barrido continuo
pueda dañar la superficie.
Todas las medidas de prueba se han hecho en modo continuo usando el palpador de desplazamiento lineal. El contacto continuo con la superficie de prueba y
el registro de los datos resultan en un error de hasta 20 µm rms, para todas las
superficies medidas, excepto superficies de vidrio pulido. También se han llevado
a cabo medidas con palpadores de disparo. El uso de este tipo de palpadores ha
facilitado la comparación con otras máquinas y ha ofrecido la ventaja adicional de
que el error típico ha disminuido hasta 12 µm rms.
La máquina de medición por coordenadas fue diseñada y construida completamente por personal y estudiantes de posgrado del instituto. Como resultado, se ha
desarrollado un conocimiento básico de metrología de gran escala. Asimismo, ha
representado una oportunidad para preparar a estudiantes de posgrado e ingenieros de alto nivel. La máquina hace uso de conceptos estándares de ingeniería. No
obstante, el volumen tan grande ha requerido el desarrollo de técnicas novedosas
especializadas para su caracterización y calibración. Empezó a operar en 2003 y ha
estado sujeta a un programa de mejoramiento continuo que la ha transformado en
un proyecto de investigación e ingeniería del instituto. En México, el acceso a máquinas de medición por coordenadas está limitado a unos cuantos instrumentos de tamaño pequeño a intermedio. Sin duda, la máquina de medición cubrirá la demanda
de medidas precisas de las dimensiones de piezas grandes.
En el campus del instituto se construyó un laboratorio especial para albergar la
máquina de medición por coordenadas, que también aloja la gran máquina de pulido. La máquina de pulido puede rectificar y pulir los moldes del reflector secundario
121
que usan materiales compuestos, como la fibra de carbono, o bien puede tallar tejos
de espejos de hasta 8 m de diámetro. El sistema de aire acondicionado del laboratorio en combinación con el aislamiento térmico del edificio mantienen las variaciones
de temperatura dentro de 1◦ C de pico a pico.
6.6 Desarrollo de instrumentos
Entre los avances tecnológicos más innovadores propiciados por el gtm se encuentra el desarrollo de sistemas receptores de frontera. Los instrumentos astronómicos
son sistemas únicos construidos especialmente para cubrir una necesidad específica de investigación. Debido a que el objetivo principal es la recepción y medida
de señales extremadamente débiles provenientes, por ejemplo, de galaxias que se
formaron en el Universo temprano, se requiere el desarrollo de nuevas tecnologías
mediante la interacción de especialistas en distintos campos de la física e ingeniería.
Muchas veces dichos desarrollos han llevado a la creación de empresas que utilizan
las nuevas tecnologías con propósitos comerciales, contribuyendo de esta manera
al beneficio de la sociedad.
Tanto el Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica como la University of Massachusetts Amherst cuentan con grupos de científicos instrumentistas. El
proyecto gtm ha sido muy exitoso en la fabricación de sistemas de receptores extremadamente sensibles; algunos de ellos ya están funcionando en el telescopio de 14
m del fcrao. Los instrumentos desarrollados y planeados para el Gran Telescopio
Milimétrico se describen en el siguiente capítulo.
Referencias
[1] Von Hoerner, S. (1967), “Design of Large Steerable Antennas”, Astron. J. 72, 35.
[2] Gawronski, W. y Souccar, K. (2004), “Control System of the Large Millimeter Telescope”, Proc. spie 5495, 104.
[3] Ames, T. et al. (2000), “Using xml and Java for Telescope and Instrumentation
Control”, Proc. spie 4009, 2.
7. Instrumentos científicos
7.1 Introducción
E
l GTM y sus instrumentos formarán una infraestructura poderosa y única
para llevar a cabo investigación de frontera en astrofísica. El área colectora
del telescopio es de casi 2 000 m2 , y por lo tanto será el telescopio con mayor
sensibilidad en el intervalo de 1 a 3 mm.
Tratándose de un telescopio de gran apertura, equipado con bolómetros y en-
sambles heterodinos, tendrá una sensibilidad ideal para detectar la emisión de bajo
brillo superficial, con una resolución angular de 6 a 12 seg de arco. Su sensibilidad,
combinada con las características de imagen, serán complementarias a las propiedades de otros telescopios en operación, como el gbt, carma, Spitzer, Hubble y
otros programados a futuro como el interferómetro alma, el proyecto Herschel y el
telescopio espacial James Webb.
Las comas planetarias, los discos estelares, las regiones de formación estelar y
las galaxias distantes contienen gas y polvo que se podrán observar con el gtm,
tanto en el continuo como en líneas espectrales. Debido a que la emisión de partículas de polvo es casi siempre ópticamente delgada, las observaciones en el continuo milimétrico dan una estimación de la masa total en la línea de visión. Por
otro lado, las observaciones de las líneas espectrales de una región permiten conocer la velocidad, la química, la densidad del gas, así como la temperatura. A
continuación se describe la primera generación de instrumentos construidos
para el gtm, que consiste en receptores del continuo, heterodinos y espectrómetros. Asimismo, se mencionan los planes para la siguiente generación de instrumentos.
123
124
7.2 Primera generación de cámaras del continuo
En la actualidad, una de las características científicas más innovadoras de los telescopios milimétricos es el uso de ensambles de receptores para tomar imágenes
de grandes áreas del cielo. El gtm tendrá una velocidad de cartografía un orden de
magnitud mayor que la de alma en su configuración compacta, que permitirá el descubrimiento de miles de fuentes, que posteriormente podrán ser observadas a mayor resolución con alma. Por otro lado, la flexibilidad de la primera generación de
instrumentos ofrece la posibilidad de dar seguimiento a objetos recién descubiertos
con otros instrumentos especializados.
A continuación se describen los dos sistemas de bolómetros que se están construyendo como primera generación de instrumentos para el continuo. La cámara
astronómica de emisión térmica aztec contiene un ensamble de 144 bolómetros
diseñado para hacer imagen profunda, de campo grande. La cámara de distribuciones espectrales de energía speed, es una matriz de cuatro pixeles. Cada pixel puede
observar simultáneamente en cuatro bandas de frecuencia con la misma resolución
angular. speed se usará como un instrumento de seguimiento para hacer fotometría
de las fuentes descubiertas en los campos de aztec. El uso concertado de ambas
permitirá detectar y caracterizar la distribución espectral de energía de una gran
variedad de fuentes a bajos y altos corrimientos al rojo.
7.2.1 AZTEC
aztec, acrónimo de Astronomical Thermal Emission Camera, es un ensamble de bolómetros desarrollado en la University of Massachusetts Amherst, en colaboración
con el equipo que construyó la cámara bolocam,1 en el que participaron miembros
del Caltech, el jpl, la University of Colorado y la University of Cardiff. El concepto
de aztec es el mismo que el de bolocam, pero ha habido cambios significativos
para mejorar su desempeño y simplificar la operación.
El ensamble de detectores comprende 144 bolómetros de nitrato de silicio, tipo
micromalla, fabricados en la misma oblea de silicio, que opera a 1.1, 1.4 y 2.1 mm.
No obstante, sólo una de estas bandas estará disponible por temporada de observación. Los bolómetros se enfrían por medio de un refrigerador de ciclo cerrado de
tres etapas, fabricado especialmente para el proyecto por Chase Research Cryogenics, Ltd. Utiliza las propiedades de absorción que dependen de la temperatura del
Figura 7.1. Imagen de un cúmulo de galaxias a z = 0.7, tomada por el observatorio de rayos
X Chandra. Se ha propuesto observar este cúmulo con la cámara de emisión térmica aztec.
[D.Q. Wang, University of Massachusetts Amherst y nasa/cxc/sao].
126
Figura 7.2. Diagrama de la sección transversal
del criostato de aztec, donde se muestra la electrónica fría. [G. Wilson, University of Massachusetts Amherst/fcrao].
carbono para operar tres bombas de helio (4 He/3 He/3 He). La etapa ultra fría opera
a temperaturas de 250 mK y está acoplada térmicamente a la matriz de bolómetros.
Esta etapa está protegida por un estado intermedio de 360 mK. Las partes mecánicas, así como los cables, están acoplados térmicamente al estado intermedio, antes
de conectarse a la carga de resistencias y bolómetros que se encuentran a 250 mK.
Diversas pruebas en el laboratorio han demostrado que la temperatura de operación se puede mantener 48 horas, sin carga óptica o de cableado, y se espera que
dure más de 24 horas con las condiciones de carga esperadas. La operación del refrigerador se controla automáticamente, por computadora, y está integrada al resto
del instrumento.
Se diseñó un nuevo criostato de aluminio que consta de dos tanques concéntricos de helio y nitrógeno líquido con capacidades de 23 y 26 litros, respectivamente.
Incluyendo la óptica y un sólo ciclo de refrigeración por día, se espera que la temperatura de operación se mantenga por 48 horas y esté limitada únicamente por el
Instrumentos científicos
127
volumen de helio líquido. La flexibilidad en el diseño permitirá que el criostato se
pueda usar para otros instrumentos como speed.
Una mejora, respecto al instrumento antecesor bolocam, es la electrónica de
lectura de aztec. Ha sido diseñada para minimizar el camino de la señal analógica,
simplificando las conexiones eléctricas entre la electrónica de la parte frontal y la
de la parte posterior. Asimismo, elimina las conexiones a tierra entre todas las computadoras y el radiómetro. La arquitectura del sistema utiliza conexiones de fibra
óptica de acuerdo con el protocolo aes/ebu para mandar y distribuir señales de
reloj y señales de transmisión. Todos los relojes del sistema se derivan de un solo
cristal maestro que reside en la electrónica de la parte posterior.
Podemos estimar la sensibilidad proyectada por el sistema completo aztec/gtm
usando la teoría de ruido de Mather.2 Suponiendo una eficiencia de acoplamiento
de los bolómetros de 0.15, una carga total del telescopio de 54 K, incluyendo los
espejos de acoplamiento de los receptores, una eficiencia del telescopio de 0.40 a
1.1 mm, y que se observa a través de una atmósfera con 2 mm de vapor de agua
precipitable, se obtienen los resultados mostrados en la tabla 7.1.
Como la cámara aztec ya está terminada será instalada temporalmente en otros
telescopios. En junio de 2005 se llevó a cabo una exitosa temporada de pruebas en
el telescopio James C. Maxwell, en Hawai.
7.2.2 SPEED
La cámara speed, acrónimo de Spectral Energy Distribution Camera, es capaz de
observar cuatro bandas de frecuencia simultáneamente.3 Se trata de un proyecto
Tamaño del haz [seg de arco]
7
Campo de visión [min de arco2 ]
2.4
Vel. de cartografía [grados2 /hr/mJy2 ]
0.36
√
Potencia equivalente de ruido [10−18 W/ Hz]
√
Temperatura equivalente de ruido [mK/ Hz]
√
Densidad de flujo equivalente de ruido [mJy/ Hz]
93
1400
2.95
Tabla 7.1. Sensibilidades y parámetros ópticos para la cámara bolométrica aztec cuando funcione
en el gtm a 1.1 mm, con las suposiciones descritas en el texto. [G. Wilson, University of Massachusetts
Amherst/fcrao].
128
Figura 7.3. Modelo de la temperatura atmosférica efectiva considerando 2 mm de vapor de agua precipitable
en el sitio del gtm. Los canales de speed se muestran
sobre el modelo. [G. Wilson, University of Massachusetts
Amherst/fcrao].
financiado por la nasa, como un instrumento prototipo para demostrar una nueva
tecnología de detectores: los bolómetros de frecuencia selectiva. El instrumento ha
sido desarrollado en la University of Massachusetts Amherst en colaboración con el
Goddard Space Flight Center de la nasa y la University of Chicago.
La cámara está configurada como una matriz de 2 por 2 elementos de imagen o
pixeles, donde cada uno alberga cuatro bolómetros que operan a 2.1, 1.3, 1.1 y 0.85
mm, respectivamente. speed mide la distribución espectral de energía milimétrica
de una fuente en una sola observación, eliminando la necesidad de observar varias
veces el mismo objeto con distintos filtros.
A diferencia de los bolómetros de banda ancha tradicionales, que requieren filtros externos para definir la banda del detector, los de frecuencia selectiva usan un
filtro de interferencia cuasi óptico como un absorbedor de potencia. Cada detector
absorbe una banda de radiación angosta y permite que toda la radiación, fuera de
esa banda, pase sin ninguna pérdida. Usándolos en cascada y sintonizándolos a diferentes frecuencias de absorción es posible crear un pixel multifrecuencia compacto,
de tal forma que la cobertura espectral esté limitada por el ancho de banda disponible en el plano focal del telescopio y no por la masa y el tamaño del criostato, como
en el caso de los sistemas que usan filtros dicroicos.
En la figura 7.3 se muestran las bandas de frecuencia de los cuatro canales de
speed, sobre un modelo de la atmósfera del sitio del gtm. Diseñando las propiedades geométricas de los filtros de interferencia y combinándolos con filtros que
129
bloquean ciertas bandas se maximiza el ancho de banda de cada uno de los canales de speed, limitando la contribución de las líneas de oxígeno y del agua de la
atmósfera.
Los termistores de los bolómetros de frecuencia selectiva son sensores superconductores, polarizados por voltaje, formados por una bicapa de molibdeno/oro. Se
enfrían a 250 mK vía un refrigerador de 3 He. Se polarizan a la región de transición,
aplicando una corriente a través de una resistencia en paralelo con el sensor. Una
retroalimentación electrotérmica fuerte mantiene el superconductor en la región de
transición y casi isotérmico.
La caracterización de los detectores prototipo llevada a cabo en la University of
Massachusetts Amherst y en el Goddard Space Flight Center ha demostrado la repetibilidad del proceso de creación de sensores superconductores polarizados por
voltaje con las características adecuadas. La cámara speed tiene 16 sensores de este
tipo, que se leerán por medio de un multiplexor superconductor de 1 por 8, desarrollado en el National Institute of Standards and Technology. Aunque la multiplexación no es crítica con sólo 16 detectores, se está desarrollando la infraestructura
para futuros instrumentos de gran formato con sensores superconductores como
los descritos.
En la tabla 7.2 se muestran las sensibilidades esperadas, derivadas de la teoría
del ruido de bolómetros, para cada uno de los canales de la cámara speed. Los cálculos consideran 2 mm de vapor de agua precipitable en el sitio del gtm, y suponen
un factor adicional de 0.5 en la eficiencia predicha en el modelo óptico. Aunque
el sitio del gtm es un lugar seco, los bolómetros se diseñaron para operar hasta
con 8 mm de vapor de agua, lo que permitirá realizar pruebas de diagnóstico en
condiciones de carga alta.
Tabla 7.2. Sensibilidad calculada para speed cuando funcione en el gtm, con las suposiciones
descritas en el texto. [G. Wilson, University of Massachusetts Amherst/fcrao].
Canal
Frecuencia central [GHz]
√
W/ Hz]
Potencia equivalente de ruido [10
√
Temperatura equivalente de ruido [mK/ Hz]
√
Densidad de flujo equivalente de ruido [mJy/ Hz]
−18
1
2
3
4
145
214
273
375
11
11
11
11
139
194
266
324
593
449
382
505
0.93
1.50
1.83
3.26
130
El instrumento speed estará funcionando antes que el gtm, por lo que se espera
probarlo en el telescopio Henrich Hertz ubicado en Arizona, donde permanecerá
para aplicaciones científicas hasta que el gtm empiece a operar.
7.3 Primera generación de detectores heterodinos
Los detectores espectroscópicos o heterodinos se usan para producir imágenes de líneas de emisión moleculares. En el caso del gas constriñen tanto la cinemática como
las condiciones físicas y químicas. Las cámaras de plano focal, como sequoia, permitirán que el gtm tome imágenes rápidas, con sensibilidad alta, en escalas grandes
y a la resolución completa del telescopio.
En las siguientes secciones se resumen los tres receptores heterodinos: sequoia,
el buscador de corrimientos al rojo y el receptor de 1 mm. También se describe el
espectrómetro genérico de banda ancha. Conjuntamente constituyen la primera generación de instrumentos espectroscópicos del gtm.
7.3.1 SEQUOIA
sequoia, acrónimo de Second Quabbin Optical Imaging Array, es una cámara criogénica diseñada para funcionar en el intervalo de 85 a 115.6 GHz. Tiene 32 pixeles
con polarización doble dispuestos en una matriz de 4 por 4. Dos criostatos idénticos contienen 16 pixeles cada uno. Los haces de cada uno se combinan usando una
malla alámbrica.
Tabla 7.3. Especificaciones de la cámara sequoia
cuando funcione en el gtm.
[Instrumentation Laboratory, fcrao].
Número de pixeles
32 (2 de 4 × 4)
15
Espacio entre haces [seg de arco]
30
Polarizaciones
2
Ancho de banda RF (instantáneo)[GHz]
85 a 115
Ancho de banda FI (instantáneo)[GHz]
5 a 20
Tsistema (de un pixel)
< 60 K, de 85 a 105 GHz
< 90 K, de 105 a 115 GHz
Tsistema (en el cielo)
de 100 a 250 K
131
Figura 7.4. Diagrama de bloques de un pixel del instrumento sequoia;4 cimm: circuitos
integrados monolíticos de microondas; ol: oscilador local.
El instrumento usa preamplificadores, que son circuitos integrados de microondas monolíticos de fosfato de indio (InP) con ganancias de 35 a 40 dB, seguidos por
un mezclador subarmónico que tiene una banda de frecuencia intermedia (FI) de 5
a 20 GHz. Toda la banda de señal está cubierta con la respuesta de la banda lateral,
usando sólo dos osciladores locales a 40 y 60 GHz.
Los preamplificadores que usan tecnología de InP fueron diseñados en la University of Massachusetts Amherst, mientras que la oblea para la primera etapa de
amplificación y la unidad de la segunda etapa se contrataron con diferentes empresas. El ruido de banda angosta puede ser tan bajo como 27 K a 100 GHz y menor de
40 K entre 85 y 115 GHz. La figura 7.6 muestra una gráfica de ruido típico.
Figura 7.5. Vista de un preamplificador del instrumento sequoia.4 La distancia entre la parte superior
e inferior es de 3 cm.
Figura 7.6. Temperatura de ruido y ganancia de los preamplificadores de la primera y segunda etapas del instrumento
sequoia. [N. Erickson, University of Massachusetts Amherst/fcrao].
Figura 7.7. Detalles del interior del criostato del instrumento sequoia. La altura entre la
parte inferior y la superior es de 25 cm aproximadamente.
133
En el ensamble se usan cornetas cuadradas, ya que así se optimiza el espacio
entre ellas. Cada corneta tiene 25 mm de apertura y todas las cornetas se hacen en
un solo bloque. Con un par de paredes corrugadas y el otro par suave, los patrones
del haz son simétricos, con dos lóbulos laterales. El extremo de la apertura está
a temperatura ambiente, mientras que el extremo de la guía de onda está a 20 K.
Las dos secciones están alineadas con aislantes térmicos, que reducen las cargas de
calor. Este ensamble denso lleva a un espaciamiento del doble del ancho del haz a
la mitad de la potencia máxima a media banda.
Cada pixel se convierte a frecuencia con un mezclador subarmónico, usando un
par de diodos antiparalelos. Las frecuencias requeridas del oscilador para una cobertura completa son 40 y 60 GHz, con una potencia de 8 mW por mezclador. Hay
amplificadores de potencia independientes en cada criostato, con un manejador común. La distribución del oscilador local es uno de los problemas más difíciles de resolver en ensambles de receptores y para este receptor la frecuencia, relativamente
baja, es de gran ayuda.
Cada criostato se enfría por un sólo refrigerador con 3.5 W de capacidad
de enfriamento, a 18 K. Si bien las fluctuaciones en la ganancia de la línea base son altas (0.2 %), están fuertemente
correlacionadas con el ancho de banda, por lo que la estabilidad de la línea
base es excelente. La figura 7.8 muestra el desempeño del instrumento en
términos de ruido en la banda de operación, para 8 pixeles en uno de los
criostatos. Las medidas fueron obtenidas en el laboratorio. El instrumento
ha estado funcionando en el telescopio
de 14 m del fcrao desde 2002 y una
vez que se instale en el gtm producirá
resultados inmediatos.
Figura 7.8. Temperatura de ruido para 8 pixeles del instrumento sequoia. [N. Erickson, University of Massachusetts Amherst/fcrao].
134
7.3.2 El buscador de corrimientos al rojo
Entre los temas más importantes de la astronomía contemporánea se encuentra el
estudio del Universo temprano. Uno de los principales indicadores de su estado son
las galaxias a corrimientos al rojo muy grandes. La expansión de Hubble predice una
relación simple entre el corrimiento al rojo y la distancia, y a partir de ahí, la edad
de las galaxias. El receptor que se describe a continuación se usará para identificar
corrimientos al rojo.
Las líneas espectrales más intensas en las galaxias son las del CO y las del carbono atómico C, y están bastante separadas en frecuencia. Cualquier búsqueda de
líneas requiere la detección de más de una para identificar, de manera unívoca, el
corrimiento al rojo. Por lo tanto, un receptor diseñado para realizar este trabajo
debe cubrir el mayor ancho de banda posible. Dadas la tecnología y las propiedades
atmosféricas, se ha elegido un ancho de banda de 75 a 111 GHz. Tal banda cae entre dos líneas de absorción atmosféricas muy fuertes, en donde la temperatura de
ruido esperada aumenta rápidamente. En vista de que se espera que las líneas galácticas sean muy débiles, no hay ventaja en extender la búsqueda a frecuencias con
alta absorción. Con esta elección de ancho de banda, la probablilidad de detectar
una línea de una galaxia con corrimiento al rojo z > 1 y dos líneas con z > 3.2 es
muy alta.
Figura 7.9. Temperatura de ruido en el cielo esperada para el buscador de corrimientos
al rojo en condiciones de 2 mm (azul) y 5 mm (rojo) de vapor de agua precipitable, con
una temperatura de ruido del receptor de 60 K. [G. Narayanan, University of Massachusetts
Amherst/fcrao].
135
Figura 7.10. Temperatura de ruido del amplificador para 4 pixeles del buscador de corrimientos
al rojo.
El receptor se desarrolló usando las tecnologías más novedosas, como son los
amplificadores de microondas monolíticos de banda ancha, del mismo tipo que los
usados en sequoia. Alcanzan temperaturas de ruido tan bajas como 50 K en la
banda de 75 a 111 GHz, como se muestra en la figura 7.10. Con dos dispositivos
de este tipo en cascada se tienen ganancias de 40 dB y el ruido de los estados
subsecuentes no es significativo.
Se han desarrollado otras mejoras importantes en las guías de onda. Para alcanzar mayor sensibilidad es ideal usar receptores con polarización doble en una sola
corneta. Se ha desarrollado un combinador de polarización de guía de onda con
muy pocas pérdidas.5 El intercambiador de haz, basado en un interruptor de polarización de rotación de Faraday, ha sido un desarrollo adicional. El dispositivo rota el
estado de polarización de ambas entradas 90 grados, vía la aplicación de un campo
magnético. Poniendo una red de alambre frente a la corneta, el interruptor de polarización se vuelve un intercambiador de haz, ya que intercambia los haces reflejado
y transmitido.
Los receptores tendrán dos haces polarizados que son intercambiables, de tal
forma que un haz permanezca en la fuente todo el tiempo. Se trata de un método
más eficaz que el uso de óptica o de un interruptor mecánico. Los haces se combinan en modos de guías de onda con polarización doble y se activa la polarización
mediante un interruptor eléctrico, como se muestra en la figura 7.11.
136
Figura 7.11. Esquema de los haces de entrada del buscador de
corrimientos al rojo que muestra el intercambiador de haz y el
transductor ortomodo, denotado como tom.
Los cuatro receptores forman un espectrómetro de autocorrelación, con un ancho de banda de 144 GHz, en la frecuencia intermedia, y la banda completa necesita
ser procesada espectralmente de forma simultánea. Para propósitos de búsqueda
de líneas en galaxias se requiere una resolución de 30 MHz, lo que implica 5 000 canales espectrales. Esto se podría lograr con un banco de filtros, pero la complejidad
y el costo serían considerables. Se desarrolló una nueva técnica usando autocorrelación analógica6 y el diseño se ha refinado para permitir un ancho de banda mucho
mayor, a un costo significativamente menor. La técnica básica consiste en dividir
una señal de banda ancha en dos partes, que se envían en direcciones opuestas
hacia dos líneas paralelas de retraso.
7.3.3 El receptor de 1 mm para las pruebas iniciales del GTM
El receptor que operará en la ventana atmosférica centrada en 1.3 mm, que corresponde a un intervalo de 210 a 275 GHz, empleará detectores que están basados
en tecnología de superconductor-aislante-superconductor. Tendrá alta sensibilidad
ya que usará un esquema de separación de bandas laterales. En cada polarización
habrá 8 GHz de ancho de banda efectivo sin el uso de sintonizadores mecánicos.
137
Figura 7.12. Diagrama de bloques
del receptor de 1 mm. Los módulos
mezcladores de los preamplificadores, mma, están encerrados por líneas
púrpura. tom: transductor ortomodo;
mbl: mezclador de banda lateral; abr:
amplificador de bajo ruido; bls: banda lateral superior; bli: banda lateral
inferior. [G. Narayanan, University of
Massachusetts Amherst/fcrao].
Durante la etapa de instalación y pruebas del telescopio el receptor se montará
en el foco Cassegrain del gtm y empleará un transductor ortomodo basado en una
guía de ondas. El diseño del sistema completo se ha optimizado para permitir que
los subsistemas individuales se puedan escalar, considerando que en el futuro se
pueda construir un ensamble de gran formato a 1 mm. La figura 7.12 muestra un
diagrama de bloques del sistema. En la tabla 7.4 se resumen las especificaciones y
el desempeño esperado del receptor.
Polarizaciones
Tsistema (banda lateral única) [K]
Ancho de banda RF [GHz]
Ancho de banda FI (banda lateral superior e inferior) [GHz]
Factor de discriminación [dB]
5.5 – 7
2
< 140
210 – 275
4 – 12
> 20
Tabla 7.4. Especificaciones del receptor de
1 mm. [G. Narayanan, University of Massachusetts
Amherst/fcrao].
138
7.3.4 El espectrómetro de banda ancha
Los detectores heterodinos utilizarán el espectrómetro genérico del gtm. Se trata
de un sistema autocorrelador digital de banda ancha, capaz de tomar hasta 64 entradas y producir espectros en diversas combinaciones del ancho de banda total y
resolución en frecuencia.
El espectrómetro del gtm se acoplará a sistemas como sequoia, a sistemas de
un solo pixel y a futuros sistemas de plano focal de formato grande. Los espectrómetros de autocorrelación son una solución común cuando se requiere un sistema
flexible, y de ahí la elección de un correlador versátil para el telescopio.
Un espectrómetro de autocorrelación calcula la función de autocorrelación de la
señal de entrada. El espectro se obtiene de la transformada de Fourier de la función
de autocorrelación. El ancho de banda está determinado por la tasa de muestreo, y
la resolución por el número de retrasos. En el caso del correlador del gtm, la tasa
de muestreo es de 1.6 GHz en el modo de tres niveles. Los correladores ofrecen
estabilidad y flexibilidad, pero el muestreo finito reduce la sensibilidad y, con ello,
la razón señal a ruido.
Los correladores del gtm manejarán todas las técnicas de adquisición de datos
planeadas, como intercambio de posiciones (< 1 Hz), intercambio de frecuencia (∼
1 Hz), intercambio de haces (∼ 1 Hz) y cartografía instantánea (∼ 10 Hz). Los requerimientos de ancho de banda y resolución están determinados por los objetivos
científicos que se presentan en la figura 7.13. Los requerimientos se resumen a continuación, donde el ancho de banda y la resolución están expresados en unidades
de velocidad.
Tabla 7.5. Modos de operación más comunes del espectrómetro de banda ancha. [Instrumentation Laboratory, fcrao].
Pixeles
Salidas
(FI/pixel)
Ancho de banda
(MHz)
Canales
(número)
Resolución
(kHz)
32
1
800
1 024
780
32
2
400
1 024
390
32
2
200
2 048
98
32
2
200
8 192
24
32
2
50
16 384
3
Figura 7.13. Requerimientos de ancho de banda y resolución para varios
proyectos astronómicos, dadas las especificaciones del sistema correlador
del gtm. Los requerimientos científicos se muestran con círculos y cuadrados para 1 mm y 3 mm, respectivamente; en todos los casos éstos se
satisfacen por los modos disponibles
del espectrómetro. ercr: espectrómetro del receptor de corrimientos al rojo; cg: centro galáctico; nmg: nubes
moleculares gigantes. [G. Narayaran y
F.P. Schloerb, University of Massachusetts Amherst/fcrao].
Tabla 7.6. Requerimientos de ancho de banda y resolución del
espectrómetro para llevar a cabo los proyectos astronómicos
que se indican.
Tema
Ancho de banda
km/s
Resolución
km/s
Corrimientos al rojo de galaxias
primigenias por descubrir
> 1 000
∼ 100
Imágenes extragalácticas
∼ 1 000
∼ 10
∼ 300
∼1
Nubes moleculares gigantes
∼ 50
∼ 0.1
Nubes oscuras
∼ 20
∼ 0.01
∼ 1 GHz
∼1 – 0.1
Censos de galaxias y fuentes con
velocidades altas
Búsquedas de líneas espectrales
140
Como se desprende de la tabla, dependiendo del proyecto científico, el espectrómetro del gtm se configurará para optimizar la cobertura en ancho de banda o la
resolución espectral, o alguna combinación intermedia.
7.4 La segunda generación de instrumentos del GTM
Aun cuando la construcción de la primera generación de instrumentos está en curso,
los científicos e ingenieros del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica
y de la University of Massachusetts Amherst ya están programando la siguiente generación de instrumentos de frontera. Una de las motivaciones ha sido el desarrollo
tecnológico que está ocurriendo, tanto en el campo de los receptores heterodinos
como en el de los receptores de continuo. Los nuevos instrumentos que se describen
a continuación representarán una mejora sustancial en la velocidad de cartografía,
en la sensibilidad y en la cobertura en frecuencia, lo que permitirá, a su vez, llevar
a cabo observaciones que no podrían realizarse de otra manera.
7.4.1 Detectores de continuo
Existen tres áreas en las que los avances tecnológicos tendrán alto impacto. El primero será la construcción de una matriz de bolómetros de gran formato para el
plano focal. El campo de visión del gtm tiene un diámetro de 4 min de arco. Para
hacer observaciones a 1.1 mm se requerirían 3 600 bolómetros, lo que significa 25
veces el número de detectores de aztec, y ello mejoraría la capacidad de cartografía
entre 12 y 20 veces. Tal instrumento se utilizaría en un gran número de proyectos
científicos.
Un segundo tipo de cámara sería un ensamble de gran formato de bolómetros de
frecuencia selectiva. Con este instrumento se podría estudiar la estructura interna
de los cúmulos de galaxias, mediante observaciones del efecto Sunyaev−Zel’dovich.
Se han establecido las especificaciones para un campo de visión de 1 por 2 min de
arco, con suficiente detalle para solicitar financiamiento del gobierno de Estados
Unidos.
Por último, se está trabajando en uno o más instrumentos para estudiar la polarización de la emisión de polvo a longitudes de onda milimétricas. El campo de
los estudios de polarización basados en bolómetros ha tenido un gran auge en los
141
últimos años, parcialmente debido al experimento cmbpol. De ahí la importancia de
tener un instrumento de esta naturaleza para dar seguimiento a los descubrimientos de dicho experimento.
7.4.2 Detectores heterodinos
El siguiente instrumento heterodino después de sequoia que funciona a longitudes
de 3 mm, es una cámara que funcionará a 1 mm. El instrumento programado se llama omar, sigla de One Millimeter Array Receiver. Se trata de un ensamble de receptores con polarización doble, para la banda de frecuencias de 210 a 275 GHz. Estará
equipada con receptores superconductores de banda lateral, modelados con la tecnología desarrollada para el receptor de 1 mm, que será usado en las pruebas iniciales del gtm. En cada pixel se tendrá un ancho de banda efectivo de 8 GHz por banda
lateral, es decir, 16 GHz en total, sin el uso de sintonizadores mecánicos. La resolución angular de cada pixel será de 6 seg de arco y el campo de visión total, de 48
seg de arco. omar será un instrumento novedoso que definirá la frontera de los ensambles de receptores heterodinos de tipo semiconductor-aislante-semiconductor.
Figura 7.14. Modelo tridimensional del diseño de omar. Se
trata de una cámara que funcionará a una longitud de onda de 1 mm. El ensamble completo mide aproximadamente
13 cm por lado. Se instalará dentro de un criostato y funcionará a 4 K. [G. Narayanan, University of Massachusetts Amherst/fcrao].
142
Referencias
[1] Glenn, J. (1998), “bolocam: a Millimeter-wave Bolometric Camera", Proc. spie
3357, 326.
[2] Mather, J.C. et al. (1984), “Electrical Self-calibration of Nonideal Bolometers", Applied Optics 23, 3181.
[3] Wilson, G. et al. (2004), “Frecuency Selective Bolometers -Progress and Projections", en “Space Terahertz Technology", Northampton, Massachusetts.
[4] Erickson, N. et al. (1992), “A 15 element focal plane array for 100 GHz", ieee
Trans, mtt, 40, 1.
[5] Narayanan, G. y Erickson N.R. (2003), “Full-Waveguide Band Orthomode Transducer for the 3 mm and 1 mm Bands", en “Space THz Technology", Tucson.
[6] Harris, A. I. y Zmuidzinas, J. (2001), “A Wideband Lag Correlator for Heterodyne
Spectroscopy of Broad Astronomical and Atmospheric Spectral Lines", Rev. Scien.
Instruments. 72, 1531.
8. Desarrollo de recursos humanos
8.1 Introducción
E
l Gran Telescopio Milimétrico es un proyecto de infraestructura que
simboliza la voluntad tanto de México como de Estados Unidos de explorar las fronteras del conocimiento humano. El compromiso de llevar a cabo
tal exploración es crucial para estimular la imaginación de los jóvenes. Algunos de
ellos eligirán carreras en ciencias e ingenierías que contribuirán al desarrollo tecnológico y económico de ambos países, por lo que las dos instituciones copartícipes
han puesto un gran énfasis en los aspectos educativos de la colaboración. Además
de preparar a los astrónomos que usarán el telescopio, ambas, de forma independiente, tienen programas mucho más amplios enfocados a diversas áreas de la física
aplicada y de la ingeniería.
8.2 El Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica
El instituto fue fundado con la misión de desarrollar investigación científica, así
como formar especialistas en las áreas de astrofísica, óptica y electrónica, y posteriormente se incluyeron las ciencias computacionales. En su decreto de creación
se establece que mediante las actividades de investigación y enseñanza, el instituto debe contribuir a la solución de problemas del país. Como tal, la formación de
estudiantes ha sido uno de sus principales objetivos. En promedio, se tienen alrededor de 300 estudiantes de posgrado, con aproximadamente 100 investigadores y
profesores en las cuatro disciplinas.
143
144
Ofrece el programa de maestría y doctorado en astronomía desde 1993; en óptica desde 1972 y 1984, respectivamente; en electrónica desde 1974 y 1993, respectivamente, y en ciencias computacionales desde 1998. Los posgrados están dentro
del Programa de Fortalecimiento al Posgrado Nacional, financiado por el Consejo
Nacional de Ciencia y Tecnología (Conacyt). Todos los estudiantes mexicanos que
son aceptados en los posgrados del instituto tienen derecho a una beca del Conacyt.
El instituto tiene también estudiantes extranjeros provenientes de distintas partes
del mundo, financiados por sus propios países y en algunos casos por el propio
instituto.
Hasta septiembre de 2004, el instituto había otorgado 145 doctorados y 601
maestrías: 14 doctorados y 35 maestrías en astrofísica; 93 doctorados y 190 maestrías en óptica; 35 doctorados y 340 maestrías en electrónica, y tres doctorados y
36 maestrías en ciencias computacionales. Del total, 34 tesis han estado dedicadas
al desarrollo de la tecnología del gtm, a la planeación de la ciencia que se llevará a
cabo con el telescopio, al diseño y construcción de instrumentación en longitudes
de onda milimétricas o a la investigación con telescopios milimétricos complementarios al gtm.
Es importante resaltar que es el principal instituto en México que forma astrónomos en astronomía milimétrica, y sus egresados han formado y continúan formando uno de los pilares para la explotación científica y tecnológica del gtm, del lado
mexicano de la colaboración.
Aparte de los estudiantes de posgrado, el instituto tiene estudiantes egresados
de universidades, tecnológicos y escuelas profesionales que realizan su servicio social, sus prácticas profesionales o sus tesis de licenciatura, bajo la supervisión de algún investigador. Ellos conforman una población flotante de 200 estudiantes, aproximadamente.
Los estudiantes egresados se han incorporado al mercado laboral con trabajos
competitivos tanto en el ámbito académico como en la industria. Aquellos que regresan a la industria, lo hacen con un grado mayor de competencia, experiencia y
a un nivel de responsabilidad más alto. Los egresados han tenido éxito tanto en la
gerencia como en la fundación de nuevas empresas. Los que deciden quedarse en
la academia, en general realizan posdoctorados en el extranjero y una buena parte
de ellos se convierte en profesores o investigadores en universidades u otros centros de investigación del país. Una pequeña fracción de los estudiantes son ahora
investigadores en el propio instituto.
Desarrollo de recursos humanos
Figura 8.1. Estudiantes del inaoe en el Laboratorio de Instrumentación Milimétrica, donde
se está desarrollando un sistema de detección basado en un bolómetro compuesto, para
medir el brillo del cielo de la Sierra Negra en ondas milimétricas.
El desarrollo de recursos humanos en astronomía y tecnología milimétrica incluye no sólo la formación en clase de estudiantes de maestría y doctorado, sino además la impartición de conferencias y cursos tutoriales. Asimismo, se tienen
actividades semanales como coloquios y seminarios informales. La organización de
congresos nacionales e internacionales, así como talleres enfocados a astronomía
milimétrica, en combinación con las actividades mencionadas, garantizan un perfil
destacado para la ciencia que se hará con el gtm en el instituto y en el ámbito de la
comunidad astronómica nacional.
145
146
8.3 La University of Massachusetts Amherst
En la University of Massachusetts Amherst, el Five College Radio Astronomy Observatory (fcrao) desempeña tres grandes funciones: investigación astronómica, desarrollo de nueva tecnología y formación de estudiantes. De los aproximadamente 85
doctorados otorgados en astronomía, desde el inicio del programa de posgrado, más
de la mitad incluyen investigación en varias áreas de la radioastronomía. Los egresados han obtenido trabajos en observatorios, han dirigido departamentos de astronomía y han tenido puestos de docencia o investigación en Estados Unidos, México, Canadá, Colombia, Francia, Alemania, Holanda, Japón, China y Corea. En Estados Unidos, varios egresados trabajan en la nasa, el nrao, el jpl, el cfa, la nsf, el stsci, el
seti Institute, la industria aeroespacial y en universidades enfocadas a las artes y humanidades. La diversidad es aún más impresionante si uno incluye los investigadores jóvenes asociados, que han sido formados en el fcrao. Tal programa de posdoctorado es esencial para una carrera profesional moderna en astronomía o en física.
La investigación y la educación en áreas estrechamente ligadas al gtm también
tiene lugar en otros departamentos de la universidad, como es el caso del Department of Electrical and Computing Engineering. El departamento incluye el Microwave and Remote Sensing Laboratory, internacionalmente conocido por desarrollar
tanto sensores de microondas como de ondas milimétricas usados para estudiar
la atmósfera y la superficie de la Tierra. Asimismo, el departamento cuenta con el
Laboratory for Millimeter Wave Devices and Applications, donde se han construido
receptores milimétricos para un observatorio del Polo Sur. Cuenta también con el
Antenna and Propagation Laboratory.
Los métodos e instrumentos de la astronomía milimétrica tienen aplicaciones
importantes en, prácticamente, todas las áreas de la astronomía moderna, lo que
ha canalizado enormes sumas de dinero a la planeación y construcción de nueva
infraestructura milimétrica como el gtm y el interferómetro alma, el último integrado como una colaboración entre Estados Unidos, Europa y Japón, cuyo costo se
aproxima a los 1 000 millones de dólares. Formar estudiantes en los métodos de
astronomía de alta frecuencia y la nueva tecnología asociada es, por lo tanto, crítico
para el futuro de la ciencia. En Estados Unidos tal formación está en las manos de
unas cuantas universidades que operan telescopios milimétricos o radiotelescopios,
incluyendo a la University of Massachusetts Amherst. Es importante señalar que esta formación incluye no sólo investigación en ondas milimétricas, sino también el
Desarrollo de recursos humanos
147
Figura 8.2. Estudiantes de licenciatura y posgrado con el investigador
Grant Wilson (derecha), en el Cryogenic Device Laboratory de la University
of Massachusetts Amherst.
desarrollo de la siguiente generación de instrumentos. Además de observar con el
telescopio de 14 m del fcrao y otros telescopios milimétricos, muchos estudiantes
de posgrado ya están trabajando en la nueva instrumentación del gtm, incluyendo
los espectrómetros, la cámara speed y el buscador de corrimientos al rojo.
Como ha sido el caso del telescopio de 14 m, el gtm ha tenido gran influencia
en los programas de licenciatura en física y astronomía. El fcrao participa cada
año en un programa de verano para estudiantes de licenciatura, que consiste en
sesiones especiales de clase en temas de investigación, así como en la experiencia
personal de trabajo con algún investigador. En general, la mitad de los estudiantes
de verano participan en proyectos de investigación astronómica que pueden llegar a
convertirse en una tesis. Es común que varias de esas tesis lleven a los estudiantes a
iniciar sus estudios de posgrado en astronomía o disciplinas cercanas. Una vez que
el gtm sea operado remotamente vía internet, las observaciones se volverán una
herramienta de enseñanza para estudiantes, en aquellos cursos que en la actualidad
usan el telescopio de 14 m del fcrao.
El gtm brindará oportunidades para expandir la diversidad de género en astronomía y campos relacionados, incluyendo la ingeniería eléctrica y la computación.
La University of Massachusetts Amherst tiene fuertes lazos con el Smith College y el
Mount Holyoke College, que admiten únicamente mujeres. Durante los últimos años
el personal del fcrao ha ofrecido oportunidades de investigación a un número cada
vez mayor de estudiantes de los colegios mencionados.
9. El Gran Telescopio Milimétrico
y su relación con la sociedad
E
l Gran Telescopio Milimétrico se encuentra en la cima del volcán Sierra
Negra, conocido también como Tliltépetl, en el estado de Puebla. El sitio
está ubicado dentro del Parque Nacional Pico de Orizaba, a 18◦ 59 06 de
latitud norte, a 97◦ 28 53 de longitud oeste y a 4 580 m sobre el nivel del mar.
Se encuentra a una distancia de aproximadamente 100 km de la costa del golfo de
México y a unos 300 km de la costa del Océano Pacífico. Desde la ciudad de Puebla
se puede llegar fácilmente después de recorrer 100 km por la autopista a Veracruz
y 20 km por un camino de acceso.
Figura 9.1. Mapa de la región. El Tliltépetl se ubica a aproximadamente 100 km
de la ciudad de Puebla y de la costa del
golfo de México. [México: imagen espacial.
Comisión Nacional para el Conocimiento
y Uso de la Biodiversidad, 2002].
149
150
Figura 9.2. Vista aérea del volcán Sierra Negra o Tlitépetl, donde está emplazado el Gran Telescopio Milimétrico, a 4580 m de altitud. Detrás se ve el Pico de Orizaba o Citlaltépetl, que a 5 747 m de altitud es el volcán
más alto de México.
9.1 El Parque Nacional Pico de Orizaba
Sierra Negra está a sólo 7.3 km del Pico de Orizaba, el volcán más alto de México.
El área adquirió el estatus de Parque Nacional en 1937 por decreto presidencial del
general Lázaro Cárdenas,1 del que citamos a continuación un extracto:
considerando que entre las montañas majestuosas que forman el relieve del territorio nacional, el Pico de Orizaba que es volcán y nevado, es a la vez uno de los más
El Gran Telescopio Milimétrico y su relación con la sociedad
portentosos y elevados del sistema volcánico del territorio nacional, que se admira
cual majestuoso faro por los navegantes del golfo mexicano y en cuyos bosques se
encuentran ejemplares de árboles de gran desarrollo, y especies arbóreas indígenas
de la región, que es indispensable evitar que desaparezcan, ya que con ello se causaría un perjuicio irreparable al adelanto de las ciencias naturales de nuestro país;
bosques que por otra parte convienen a los intereses de la Nación en general conservar, como una medida de protección local contra los efectos de la erosión, así como
para mantener el buen clima de la región, asegurando el abastecimiento constante
de aguas necesarias para la agricultura y la industria;
considerando que la misma belleza natural de esta montaña y la de su flora y fauna,
forman un atractivo poderoso para el desarrollo del turismo, mejorando los senderos
existentes para hacerla accesible por diversos puntos, los que constituirán una gran
ventaja económica para los pueblos comarcanos; el Ejecutivo de mi cargo ha tenido a
bien expedir el siguiente decreto [...] Se declara Parque Nacional el Pico de Orizaba,
destinado a la conservación perpetua de la flora y fauna comarcanas.
El Parque Nacional Pico de Orizaba cubre un área de 19 750 ha en los estados de
Puebla y Veracruz. Su vegetación se compone de zacatonales, bosque mixto de pino,
abeto, ciprés, encino y bosque mesófilo de montaña. La fauna incluye venado cola
blanca, mapache, conejo y zorra gris, entre otras especies. El clima es templado y
frío. Desde la cara norte del Pico de Orizaba, o Citlaltépetl, se observa el glaciar Jamapa, con una extensión de 11 km aproximadamente. Varias ríos nacen en el Citlaltépetl, como el Papaloapan, el Jamapa y el Oriental, entre otros. Diversas corrientes
internas y superficiales que se originan ahí bajan a ciudades cercanas.
Una de las peculiaridades del Parque Nacional Pico de Orizaba es la vegetación
que se da a grandes alturas. Los bosques que se desarrollan a altitudes mayores de
3 200 m son de importancia primordial para la protección de la tierra y la estabilidad de la pendiente, porque ayudan a la preservación de la biodiversidad natural
de plantas, animales, hongos y microorganismos que habitan en estos ecosistemas.
Los bosques dominados por Pinus hartwegii y P. rudis son naturalmente raros, ya
que sólo crecen en la región volcánica del centro de México y llegan a desarrollarse hasta 4 000 m de altitud. Algunos de los árboles más viejos tienen más de 300
años, lo que sugiere que el bosque jamás ha sido clareado para agricultura o pastoreo y que pertenece a la importante categoría de bosque primario. No obstante, la
presencia de asentamientos irregulares aislados y los incendios han contribuido a
151
Figura 9.3. Regeneración natural, de entre
6 a 8 años atrás, de la
especie nativa del Parque
Nacional Pico de Orizaba
Pinus hartwegii. En la
parte trasera se identifica uno de los árboles
padre o semillero.
Figura 9.4. El Pinus hartwegii llega a desarrollarse hasta a 4 000 m de altitud, como el que se muestra en la imagen. Detrás
se ve el Citlaltépetl.
154
disminuir la capacidad del bosque para automantenerse. Entre los 3 200 y 3 600 m
hay bosques de Abies religiosa. Los bosques de menor altitud,
de 2 000 a 3 000 m, están dominados por Pinus pseudostrobus,
Abies religiosa y A. hikeli en áreas más protegidas y fértiles, pero
también hay otras especies menos comunes.2
La ubicación del gtm dentro de un parque nacional obliga a
que el proyecto satisfaga la Ley General del Equilibrio Ecológico
y Protección al Ambiente, así como otras leyes. El proyecto llevó a cabo los estudios de impacto ambiental requeridos para la
aprobación de la construcción del camino de acceso del telescopio y demás infraestructura de apoyo, como es la línea eléctrica.
Una de las condiciones del permiso para construir el telescopio
en el área cedida al Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y
Electrónica fue que el instituto llevara a cabo la restauración
ambiental del bosque en el área donde se construyó el camino
de acceso a la cima. Específicamente se requirió reforestar con
especies nativas 100 ha en el Tlitépetl. El proceso de reforestación motivó la interacción y cooperación con la gente del pueblo
de Texmalaquilla, ya que se crearon empleos temporales para la
gente de la localidad, con el apoyo de las autoridades estatales.
En México existen muchas áreas protegidas sujetas a progra-
Figura 9.5. Logotipo del Parque Na- mas especiales, llamados Programas de Conservación y Manejo,
cional Pico de Orizaba.
Figura 9.6. Campaña de reforestación del
gtm en el Parque Nacional, en la que colaboraron pobladores de las comunidades
aledañas.
Figura 9.7. Vista aérea del camino de acceso al gtm.
que definen las actividades permitidas, como la explotación forestal, la educación
ambiental y las actividades de investigación, entre otras. Los programas de manejo
establecen las normas y la subdivisión geográfica para estas actividades con el propósito de garantizar la conservación ambiental del área. El Parque Nacional Pico de
Orizaba todavía no está dentro de ningún programa especial de protección.
El proyecto gtm ha estado colaborando estrechamente con las autoridades ambientales y, en un esfuerzo conjunto, ha sido la fuerza motriz para el desarrollo del
Programa de Conservación y Manejo, que debe incluir la reforestación, la restauración y la conservación de las especies nativas del lugar, así como el establecimiento
155
156
de los criterios de regulación, operación y manejo dentro del parque. Por ejemplo,
uno de los objetivos es desarrollar un manejo sustentable del bosque en las tierras
ejidales. Otra meta es salvaguardar las extraordinarias condiciones de observación
en el volcán Sierra Negra. Para garantizar el éxito de un programa tan ambicioso
es fundamental la participación de comunidades aledañas, dependencias gubernamentales, organizaciones no gubernamentales y empresas, tanto en Puebla como en
Veracruz.
Figura 9.8. Condiciones de observación privilegiadas. La imagen fue tomada desde la cima del volcán Sierra
Negra. Las nubes se forman abajo de la cima dejando el cielo despejado para llevar a cabo las observaciones
astronómicas.
De forma independiente se está trabajando en la protección de las frecuencias
de operación del gtm, de 70 a 350 GHz, siguiendo las recomendaciones de la Unión
Astronómica Internacional3 vía la Unión Internacional de Telecomunicaciones, con
sede en Génova, Italia, y la Comisión Federal de Telecomunicaciones de México.
Algunos científicos de la University of Massachusetts Amherst, que pertenecen
al Holdsworth Natural Resources Conservation Center y al Anthropology Department han colaborado con científicos de instituciones mexicanas, como el Colegio
de Posgraduados de Chapingo, en cuestiones forestales, para asesorar al proyecto
gtm con el propósito de alcanzar las metas ambientales. Se propone trabajar dentro
del marco de un proyecto de desarrollo y conservación integral,2 que garantice una
sólida investigación ecológica y antropológica bien documentada. La idea es generalizar los resultados y desarrollar el proyecto como un modelo que incorpore las
preocupaciones sociales, económicas y ambientales del área en futuros proyectos
de tecnología avanzada.
Muchos programas de conservación tienen su origen en cuestiones relacionadas
con un aspecto particular de conservación, como puede ser alguna especie animal
en peligro de extinción o un área natural única. No obstante, en el caso del gtm la
preocupación por la rehabilitación del parque nacional es una consecuencia directa
de los planes de construcción y operación del telescopio. En la actualidad, el parque
es una fuente de recreación y conservación ambiental subexplotada. Estando tan
cerca de la capital del país y de otros centros urbanos importantes, representa un
lugar excepcional, con un gran potencial. El compromiso del gtm de participar activamente en la elaboración y ejecución del Programa de Manejo para la Conservación
ofrece una oportunidad importante de interactuar con y servir a las necesidades de
un espectro de la población muy amplio.
9.2 El GTM y las comunidades aledañas
La localidad más cercana al telescopio es Texmalaquilla, una pequeña comunidad
de alrededor de 1300 habitantes.4 Está a 5.3 km del sitio del gtm, a una altitud de
3 100 m. Cuenta con muy pocos servicios. El proyecto ha proporcionado apoyo legal
en problemas de tenencia de tierras, por medio de la agilización de trámites ante
dependencias del gobierno estatal o federal. Por ejemplo, ha sido el enlace entre la
comunidad de Texmalaquilla y la Secretaría de Desarrollo Social en la organización
de pláticas informativas de programas de apoyo a comunidades rurales.
157
158
Figura 9.9. Mapa de la región más cercana al
gtm. Texmalaquilla está a 5.3 km de la cima, Atzitzintla a 9 km y Ciudad Serdán a 14 km.
Se han desarrollado distintas actividades relacionadas con la educación. Con
el apoyo del jpl, la doctora Clarice Lolich ha impartido cursos de verano sobre
el Sistema Solar y el uso de telescopios a alumnos de primaria. En el tema de la
educación para adultos, el proyecto gtm ha gestionado diversas actividades entre
las que se encuentra una campaña de alfabetización, en el marco de las campañas
anuales que organiza la Benemérita Universidad Autónoma de Puebla. Por otro lado,
se tiene programado llevar a cabo campañas de reforestación de forma periódica,
en un esquema similar al de la primera realizada.
Figura 9.10. Niños de Texmalaquilla que tomaron el curso sobre el Sistema Solar impartido por
la doctora Clarice Lolich.
Atzitzintla, que es cabecera municipal, es un poco más grande que Texmalaquilla,
con una población de casi 3 000 habitantes.4 Está localizada a aproximadamente
9 km del telescopio, a una altitud de 2 680 m.
El proyecto gtm ha brindado apoyo a la comunidad funcionando como enlace
entre las autoridades locales, estatales y federales. Otra aportación del proyecto ha
sido el préstamo de maquinaria para realizar pequeños trabajos, como la limpieza
de caminos de acceso o la compactación de caminos dañados por fuertes lluvias. Por
otro lado, se han creado nuevas fuentes de empleo e ingresos extra por medio de
la renta de casas y algunos otros servicios requeridos por empleados y contratistas
del proyecto, así como por el personal que colabora en el proyecto y que visita el
sitio.
Ciudad Serdán, también conocida como Chalchicomula de Sesma, con una población de casi 34 000 habitantes,4 está ubicada a cerca de 14 km del telescopio, a una
altitud de 2540 m. Es la cabecera distrital y localmente es la población con más servicios. Las autoridades están conscientes de la importancia del proyecto gtm. Se han
organizado pláticas públicas para los empleados del gobierno local y estudiantes,
con el propósito específico de explicar qué es el telescopio, cuáles son sus propósitos y aportaciones. El proyecto ha participado en las ferias anuales de la ciudad
presentando exposiciones sobre el telescopio, que han atraído la atención de miles
de visitantes. Las exposiciones han consistido en imágenes de la construcción del telescopio, carteles, videos, animaciones científicas y una maqueta del telescopio. Ha
habido secciones dedicadas exclusivamente a los niños en las que se han incluido
rompecabezas imantados, transbordadores de la nasa para armar y experimentos
de física, entre otras actividades. El interés y la aceptación de la población ha sido extraordinario. La percepción general es que el gtm resultará en un beneficio
cultural y educativo para sus comunidades.
9.3 El GTM y el público amplio
El proyecto gtm ha dado una gran importancia a sus actividades de divulgación,
tanto en México como en Estados Unidos. Ha producido mucho material impreso
como trípticos, folletos y carteles, que se han distribuido en diversas ferias y actividades de divulgación. Se han impartido numerosas pláticas públicas sobre el
proyecto. También se han escrito artículos en periódicos y revistas de circulación
159
160
Figura 9.11. Las exposiciones sobre el gtm en la ferias de Ciudad Serdán han sido visitadas por miles de
personas.
Figura 9.12. Niños en el proceso de recortar el transbordador espacial Atlantis de la nasa y armar un
rompecabezas de los planetas, durante una de las ferias de Ciudad Serdán.
nacional y regional. El proyecto además cuenta con una página web muy completa
<www.lmtgtm.org>.
Tanto los astrónomos del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica
como los de la University of Massachusetts Amherst han sido entrevistados por diferentes medios en los ámbitos regional, nacional e internacional. Ha habido notas
161
y entrevistas en prácticamente todos los periódicos de circulación nacional de México y en periódicos importantes de Estados Unidos como el Washington Post, Boston
Globe y Los Angeles Times. Agencias internacionales de noticias como Reuters y la
agencia alemana de prensa Deutsche Presse-Agendur han escrito reportajes sobre
el telescopio que se han publicado en una variedad de países de América y Europa.
También revistas como National Geographic y Cambio, en sus respectivas ediciones
lationamericanas, han publicado artículos sobre el gtm. El proyecto ha estado presente en los canales de televisión locales y nacionales más importantes de México,
como Canal 11, Televisa y tv Azteca. Ha tenido también una presencia importante
en las cadenas de televisión hispana de Estados Unidos Univisión y Telemundo.
A largo plazo se planea tener una oficina de noticias del proyecto. Asimismo, el
proyecto gtm tiene planeado
montar un pequeño museo o centro de información en alguna de
las localidades más cercanas a la
cima del Tliltépetl, similar a los
centros de información que han
tenido tanto éxito en telescopios
como el de Arecibo, en Puerto Rico, o los de Green Bank en Estados Unidos. El propósito es enseñar al público cuál es la función científica del telescopio, cuáles son los problemas que se quieren abordar, la importancia del
proyecto tanto en México como
en Estados Unidos y en el ámbito internacional, los retos ímplici- Figura 9.13. Niños de una escuela primaria durante una visita al
inaoe, donde aprenden a observar el Sol.
tos en el diseño y la construcción,
así como los resultados científicos esperados.
Anticipamos que habrá exposiciones y actos especiales. Una vez que el telescopio esté en operación se divulgarán los descubrimientos que se hagan. Se organizarán visitas al centro de información, donde se planea desarrollar programas
educativos que comprendan a una comunidad más amplia. En estas actividades, el
proyecto gtm se beneficiará de la rica experiencia que tanto el Instituto Nacional de
162
Figura 9.14. Un grupo de primaria
durante una visita al círculo solar
en la University of Massachusetts
para aprender cómo es el movimiento aparente del Sol a lo largo
del año y el cambio de estaciones.
Astrofísica, Óptica y Electrónica como la University of Massachusetts Amherst han
acumulado a lo largo de los años en las actividades de divulgación en sus observatorios y campus. El proyecto gtm procurará también establecer colaboraciones con
otras universidades, para contribuir al éxito de tales actividades.
Referencias
[1] Diario Oficial de la Federación. Lunes 4 de enero de 1937, Decreto que declara
Parque Nacional el “Pico de Orizaba”.
[2] Kelty, M.J., Hernández de la Rosa, P. y Nava, J. 2002, “Proposal for an Integrated
Conservation and Development Project Related to gtm/lmt project, Cerro La
Negra and Texmalaquilla”.
[3] McNally, D. ed. 1994,“Report and Recommendations of the iau Commission 50
(Identification and Protection of Existing and Potential Observatory Sites)", en
“The Vanishing Universe: Adverse Enviromental Impacts on Astronomy”, Cambridge University Press.
[4] Información extraída de la página del inegi: Instituto Nacional de Estadística,
Geografía e Informática <www.inegi.gob.mx>.
10. El Observatorio del Gran Telescopio Milimétrico
10.1 Introducción
E
l Observatorio del Gran Telescopio Milimétrico operará el telescopio. Se
trata de una nueva asociación civil formada conjuntamente por el Instituto
Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica y la University of Massachusetts
Amherst. Será el encargado de la conclusión, la instalación, el mantenenimiento y
la operación del telescopio. Estará gobernado por un consejo que tendrá entre sus
funciones la designación del director y la aprobación tanto del presupuesto como
del plan de operación anual. Por su parte, el director o directora, además de sus deberes de planeación, presupuesto y operación, será responsable de contratar al personal del observatorio. Se contempla la contratación de un ingeniero del telescopio,
un gerente del sitio, personal administrativo, técnicos de mantenimiento, un grupo
de científicos, así como personal dedicado a la divulgación del proyecto. En el año
2004, Alfonso Serrano, investigador del instituto, fue nombrado director interino
del observatorio.
El consejo del Observatorio del Gran Telescopio Milimétrico estará asesorado por
un comité científico y técnico externo formado por investigadores destacados provenientes de instituciones mexicanas y de otras partes del mundo. Los miembros
del comité deberán tener amplia experiencia en la ciencia y la tecnología que se desarrollará con el telescopio. Asimismo, su trayectoria deberá estar relacionada con
grandes proyectos científicos y de tecnología avanzada, como es el caso del gtm. De
manera similar a como ha funcionado durante las etapas de diseño y construcción
del telescopio, el comité científico y técnico se reunirá anualmente con el propósito
de darle un seguimiento cercano al proyecto.
163
164
Tabla 10.1. Miembros del comité asesor científico y técnico
del Gran Telescopio Milimétrico en 2004.
Miembro
Institución
Paul Goldsmith, Presidente
University of Cornell, Estados Unidos
Roger Hildebrand
University of Chicago, Estados Unidos
Richard Hills
University of Cambridge, Inglaterra
Javier Jiménez Espriú
Grupo Nec de México, S.A. de C.V.
Richard Kurz
Observatorio Europeo Austral
Arcadio Poveda
Insituto de Astronomía, unam, México
Luis Felipe Rodríguez
Centro de Radioastronomía y Astrofísica, unam, México
Nick Scoville
California Institute of Technology, Estados Unidos
Gianni Tofani
Istituto di Radioastronomia, Bolonia, Italia
En cuanto a los aspectos científicos, el director se asesorá por un grupo de astrónomos e ingenieros del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica y
de la University of Massachusetts Amherst. Dicho grupo planificará los programas
científicos, las actualizaciones y mejoras al telescopio, así como el desarrollo de
nuevos instrumentos. Dichos instrumentos serán responsabilidad de las dos instituciones y no del observatorio. También se promoverá tener instrumentos de otras
instituciones, previo convenio de colaboración.
10.2 Infraestructura
El observatorio contará con la infraestructura necesaria para operar el telescopio,
como es la sala de control, algunos talleres para llevar a cabo el mantenimiento y
los servicios básicos. No obstante, debido a la altitud del sitio, se planea que los
observadores y el personal técnico no duerman en la cima. En particular, una vez
que el telescopio esté en operación, la mayoría de los observadores permanecerán
en sitios a menor altitud, ya sea en el centro de operaciones del telescopio o, a largo
plazo, en sus instituciones, observando vía internet.
El Observatorio del Gran Telescopio Milimétrico
165
Figura 10.1. Miembros del comité asesor científico y tecnológico y de los grupos de trabajo del Gran Telescopio Milimétrico durante su visita al sitio, en enero de 2002. Se aprecia el cono de concreto del telescopio.
En el fondo se ve el Pico de Orizaba.
El observatorio tiene programado desarrollar un centro de operaciones al pie
del Tlitépetl, con una conexión de banda ancha al telescopio. Asimismo, incluirá
un centro de computación, talleres de electrónica y mecánica, habitaciones, cocina,
almacenes para equipo y suministro, así como una estación de primeros auxilios.
Las oficinas principales estarán en el campus del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica en Tonantzintla, muy cerca de la ciudad de Puebla, donde se
encontrarán las consolas de observación y las computadoras requeridas para llevar
a cabo las observaciones remotamente. El campus del instituto ofrece la ventaja de
166
Figura 10.2. Cholula es una ciudad que ha estado poblada ininterrumpidamente por más de 2 000 años. Al
fondo se aprecian los volcanes Popocatépetl e Iztaccíhuatl.
contar con infraestructura para visitantes como son oficinas, habitaciones y comedor, entre otras. Alternativamente, es posible hospedarse en Cholula, muy cerca de
Tonantzintla, o en la ciudad de Puebla.
En Estados Unidos se establecerá un centro de observación en la University of
Massachusetts, una vez que la observación remota funcione. Se considera que será
el sitio más conveniente para observadores que trabajen en el país, y una alternativa
para los observadores que no provengan de Estados Unidos o México.
El Observatorio del Gran Telescopio Milimétrico
167
10.3 Operación
El observatorio tiene elaborado un plan de operación incremental. Después de las
pruebas iniciales de operación de los diferentes sistemas, que deben funcionar de
forma coordinada y confiable, será posible llevar a cabo las primeras observaciones
científicas siguiendo un programa diseñado especialmente para tal efecto. En esta
etapa los astrónomos estarán en el sitio durante las observaciones y controlarán
tanto la antena como los programas de adquisición de datos vía el sistema de control y seguimiento, o bien trabajarán directamente con los operadores del telescopio. En la siguiente etapa, el control del telescopio se llevará a cabo remotamente
desde el centro de operaciones ubicado al pie de la montaña y se trabajará de forma
coordinada con el personal de apoyo que estará en el sitio.
Cuando todos los sistemas asociados al gtm funcionen de manera confiable y la
comunicación sea estable, los astrónomos llevarán a cabo sus observaciones desde
Tonantzintla o desde Amherst.
El plan de operación inicial no excluye la posibilidad de llevar a cabo observaciones en modo de servicio, como puede ser la observación de algunas fuentes de
oportunidad. Conforme avance la operación del telescopio, se irán desarrollando
herramientas para observaciones con calendarización flexible, que es la meta final,
ya que esto maximiza la productividad científica.
10.4 Oportunidades de participación para la comunidad astronómica
El tiempo de observación en el nuevo telescopio será asignado entre el Instituto
Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica y la University of Massachusetts de
acuerdo con su contribución a la construcción de la antena y su instrumentación.
Se espera que la distribución de tiempo sea aproximadamente igual entre los dos
socios. Cada uno determinará los mecanismos de asignación de tiempo de telescopio a su comunidad, con el propósito común de optimizar la productividad científica y educativa del gtm. Durante los primeros años se espera que una fracción del
tiempo total se dedique a colaboraciones entre las dos instituciones para llevar a
cabo proyectos de gran trascendencia científica, conocidos como proyectos clave.
En el caso de México se contempla que el tiempo de observación sea otorgado por un comité de asignación de tiempo de telescopio formado por astrónomos
168
destacados. Dicho comité evaluará las propuestas de acuerdo con los méritos científicos, la viabilidad del proyecto con el gtm y la aportación a la formación de estudiantes, entre otros criterios. El tiempo de observación estará abierto a la comunidad astronómica nacional. Se prevé que los astrónomos de otros países que deseen usar el telescopio lo harán vía colaboraciones con astrónomos que trabajen en
México.
En el caso de la University of Massachusetts Amherst, el tiempo de observación
estará distribuido de manera similar a como se asigna el tiempo en el fcrao, el
radio observatorio actual de la universidad. El fcrao tiene también un comité de
asignación de tiempo de telescopio que acepta propuestas de astrónomos de cualquier parte del mundo. La experiencia ha mostrado que aproximadamente la mitad
del tiempo se destina a astrónomos de otras universidades.
Tanto el Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica como la University of Massachusetts Amherst están abiertos al uso del gtm por colaboradores de
otras partes del mundo. Se espera recibir propuestas que incluyan tanto el uso de
los instrumentos existentes, como el de posibles instrumentos visitantes que complementen a los inicialmente planeados para el gtm.
Glosario
aao: Anglo Australian Observatory
2mass: Two Micron All Sky Survey. Censo del cielo en el infrarrojo cercano llevado
a cabo por la University of Massachusetts Amherst.
acbar: Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver. Cámara bolómetrica, producida mediante una colaboración entre la University of California-Berkeley y
la University of Case Western Reserve, Cleveland, con el propśito de realizar
observaciones cosmológicas del fondo de radiación de microondas a escalas
de minutos de arco.
act: Atacama Cosmology Telescope. Telescopio de 6 m de diámetro que se proyecta instalar en el desierto de Atacama, Chile, para realizar estudios cosmológicos, fruto de una colaboración entre instituciones e investigadores de Estados
Unidos, Canadá, México, Sudáfrica, el Reino Unido y Chile.
aes/ebu: American Engineering Society/European Broadcasting Union. Interfaz serial estándar para transferir audio digital entre dispositivos tales como cd,
dvd y amplificadores.
alma: Atacama Large Millimeter Array. Conjunto de 64 antenas submilimétricas de
12 m de diámetro, que se encuentra en construcción en el desierto de Atacama.
El interferómetro está administrado por un consorcio entre Estados Unidos,
varios países europeos y Japón.
apex: Atacama Pathfinder Experiment. Telescopio submilimétrico de 12 m instalado
en el desierto de Atacama, resultado de una colaboración entre institutos de
169
170
investigación y universidades de Alemania, Suecia y el Observatorio Europeo
Austral. Su objetivo principal es construir grandes catálogos de fuentes que
pueden ser exploradas subsecuentemente con el alma.
aro: Arizona Radio Observatory. Comprende dos radiotelescopios administrados
por la University of Arizona: el telescopio milimétrico de 12 m de Kitt Peak y
el telescopio submilimétrico de 10 m de Mount Graham, ambos en Arizona.
astro-f: Telescopio infrarrojo japonés de 68.5 cm que se lanzará en un satélite
a principios de 2006. Su misión es trazar un mapa de todo el cielo en el infrarrojo lejano, además de llevar a cabo programas científicos destinados a
observaciones puntuales de objetos de interés.
autocorrelador: circuito digital que muestrea la forma de la onda de la señal de
entrada a una velocidad muy alta y construye el espectro mediante un procesamiento digital.
aztec: Astronomical Thermal Emission Camera. Cámara bolométrica de 144 pixeles
que será uno de los instrumentos iniciales del gtm y que en la actualidad está
funcionando en el telescopio de 15 m JCMT sito en Hawai.
batse: Burst Alert and Transient Source Experiment. Instrumento que operó en
el observatorio de rayos gamma CGRO de la nasa de 1991 a 2000, con el
propósito principal de estudiar los destellos de rayos gamma.
bepposax: observatorio italiano de rayos X a bordo de un satélite, con participación
de la agencia espacial holandesa, que operó entre 1996 y 2002. Su intervalo
espectral de operación fue de 0.1 a 200 keV.
blast: Balloon-borne Large Aperture Sub-millimeter Telescope. Telescopio submilimétrico de 2 m de diámetro que opera a bordo de un globo (2004-). El proyecto es fruto de una colaboración entre institutos de Estados Unidos, Canadá,
Reino Unido y México.
bolómetro: detector de radiación térmica. Un modelo simple lo describe como un
absorbedor con una capacidad calorífica dada, conectado a un baño térmico a
temperatura T, por una conductancia G. La temperatura del absorbedor cambia en respuesta a cambios en la potencia incidente y estas fluctuaciones en la
temperatura se miden con termómetros muy sensibles. La sensibilidad de los
Glosario
bolómetros mejora reduciendo su temperatura base y aumentando la sensibilidad de los termómetros.
C++ : lenguaje de computación.
Caltech: California Institute of Technology.
carma: Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy. Interferómetro milimétrico de 6 antenas de 10.4 m y 10 antenas de 6.1 m de diámetro, instalado en California y administrado por el Caltech y la University of CaliforniaBerkeley.
cbi: Cosmic Background Imager. Radiotelescopio que opera de 26 a 36 GHz, ubicado
en los andes chilenos para realizar imágenes del fondo de radiación cósmica.
Lo administra una asociación de institutos de Estados Unidos, Canadá, Reino
Unido, Alemania y Chile.
centauros: cuerpos rocosos y helados cuyos tamaños varían de unos cuantos a varios kilómetros. Orbitan alrededor del Sol en la región de los planetas gigantes.
CfA: Center for Astrophysics. Instituto de investigación administrado conjuntamente por la Harvard University y el Smithsonian Astrophysical Observatory.
cgro: Compton Gamma-Ray Observatory. Observatorio de rayos gamma a bordo
de un satélite. Es uno de los cuatro grandes observatorios de la nasa.
cmbpol: Cosmic Microwave Background Polarization. Proyecto de la nasa para medir la polarización del fondo de radiación cósmica.
CO: Monóxido de carbono. Es el trazador más abundante de los constituyentes del
gas en las nubes moleculares densas.
cobe: Cosmic Background Explorer. Experimento de la nasa para medir el fondo
difuso de radiación cósmica infrarroja y de microondas (1989-1993). Realizó
grandes descubrimientos, entre otros la existencia de un fondo infrarrojo, obtuvo con gran precisión la medida de la temperatura del fondo de radiación
cósmica de microondas y la detección de fluctuaciones en este fondo.
coma: atmósfera de un cometa formada por gas sublimado del núcleo, conforme el
núcleo es calentado por el Sol.
171
172
Conacyt: Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología, México.
corba: Common Object Request Broker Architecture. Arquitectura e infraestructuras asociadas que las computadoras usan para trabajar en red.
crya: Centro de Radioastronomía y Astrofísica de la unam, ubicado en Morelia,
Michoacán.
cso: Caltech Sub-millimeter Observatory. Observatorio submilimétrico del Caltech,
compuesto por un telescopio de 10 m, ubicado en Hawai.
Chandra (Observatorio): satélite observatorio de rayos X. Es uno de los cuatro grandes observatorios de la nasa (1999-).
cxc: Chandra X-Ray Center, Cambridge, Massachusetts.
dB: decibelio. Escala logarítmica que mide la relación entre dos potencias acústicas
o electrónicas.
esa: European Space Agency. Agencia Espacial Europea.
evla: Expanded Very Large Array. Proyecto para aumentar la sensibilidad del vla
en un orden de magnitud.
fcrao: Five College Radio Astronomy Observatory, operado por la University of
Massachusetts Amherst.
FI: frecuencia intermedia
FI (amplificador de): amplificador que se acopla al mezclador y aumenta aún más
la potencia de la señal. Son mucho más baratos que los de radiofrecuencias y
proveen la mayoría de las ganancias usadas en un receptor.
filtro: dispositivo que selecciona una banda de frecuencia angosta dentro del circuito de frecuencia intermedia y desecha todas las demás frecuencias. Se puede
usar un gran número de ellos para producir un espectro.
gbt: Green Bank Telescope. Radiotelescopio de 100 m en Green Bank, ubicado en
el oeste de Virginia, administrado por el nrao.
Glosario
glast: Gamma-ray Large Area Space Telescope. Telescopio de gran área diseñado
para detectar rayos gamma, de 10 MeV a más de 100 GeV, en un campo de
visión de 2.5 estereorradianes, resultado de una colaboración entre Estados
Unidos, Francia, Italia, Japón y Suecia, que será lanzado en un satélite en 2007.
Goddard Space Flight Center: centro de la nasa en Greenbelt, Maryland.
Gran Telescopio Canarias: telescopio óptico de 10.4 m, que se encuentra en construcción en el Roque de los Muchachos, en La Palma, Canarias, fruto de una
colaboración entre España, México y la University of Florida.
gtm: Gran Telescopio Milimétrico. También denotado lmt, por sus siglas en inglés,
Large Millimeter Telescope.
guías de onda: tubo metálico hueco en el cual la señal se propaga en un proceso de
reflexión múltiple en las paredes. La onda se propaga en una distribución de
energía particular llamada modo.
H II (región): región en torno de una estrella caliente dentro de la cual el hidrógeno
del medio interestelar está ionizado por la radiación ultravioleta de la estrella.
hoyo negro supermasivo: se cree que pueblan los centros de las galaxias y que
pueden tener una masa de millones o miles de millones de masas solares.
Herschel: telescopio a bordo de un satélite para observaciones infrarrojas y milimétricas. Proyecto de la ESA cuyo lanzamiento está programado para 2007.
ias: Institute for Advanced Studies, Princeton.
iaunam: Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México. Tiene
una sede en la Ciudad de México y otra en Ensenada, Baja California.
idl: Interactive Data Language.
ifa-hawaii. Institute for Astrophysics, University of Hawaii.
iiop: Internet Inter Orb Protocol. Protocolo normativo para la informática distribuida en internet.
inaoe: Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica ubicado en Tonantzintla, Puebla, México. Contraparte mexicana del proyecto gtm.
173
174
InP: Fosfato de indio. Componente químico.
IR: infrarrojo.
iram: Institut de Radioastronomie Millimètrique. Colaboración entre Francia, Alemania y España que opera dos telescopios, la antena milimétrica de 30 m de
Pico Veleta en España, y el interferómetro de 6 antenas de 15 m de Plateau de
Bure, en Francia.
Java: lenguaje de computación.
jcmt: James Clerk Maxwell Telescope. Telescopio submilimétrico de 15 m ubicado
en Hawai, fruto de una colaboración entre el Reino Unido, Holanda y Canadá.
jni: Java Native Interface. La interfaz nativa de Java.
jpl: Jet Propulsion Laboratory, administrado por la nasa.
jwst: James Webb Space Telescope. Proyecto de telescopio espacial de 6 m de diámetro, que se planea como sucesor del telescopio espacial Hubble.
lmt: Large Millimeter Telescope. Siglas en inglés del Gran Telescopio Milimétrico.
materia oscura fría: la componente de material de origen desconocido que constituye casi 23 % de la energía del Universo en los modelos aceptados en la actualidad. Otro 73 % es energía oscura, que acelera la expansión del Universo, y el 4 %
restante está concentrada en bariones, que constituyen la mayor parte de la
materia encerrada en los átomos y otras partículas detectadas en laboratorios.
magneto-hidrodinámico: proceso en el que deben considerarse los efectos magnéticos de un fluido.
mambo: Max-Planck Millimeter Bolometer. Ensamble de receptores de continuo en
el telescopio de 30 m de iram.
medio interestelar: el gas, el polvo y la radiación entre las estrellas.
mezclador: circuito que combina una señal de entrada con la de un oscilador local
y produce una señal de salida, llamada frecuencia intermedia, que es igual a la
diferencia de frecuencias entre ellas.
Glosario
multiplexación: combinación de dos o más señales independientes en recepción, el
proceso inverso separa el flujo de datos en las dos o más señales originales.
multiplexación: combinación de dos o más señales independientes en una única
señal compuesta para ser transmitida por un canal común. En el extremo de
recepción, el proceso inverso separa el flujo de datos en las dos o más señales
originales.
nasa: National Aeronautics and Space Administration. Administración de Aeronaútica y del Espacio de Estados Unidos.
nubes moleculares gigantes: concentraciones de polvo y gas interestelar donde se
forman las estrellas.
nrao: National Radio Astronomy Observatory. Radioobservatorio nacional de Estados Unidos que opera varios radiotelescopios en su territorio y en el continente americano.
nsf: National Science Foundation. Agencia federal que financia la investigación básica en Estados Unidos.
objetos cercanos a la Tierra: asteroides o cometas cuyas órbitas se acercan o cruzan
la órbita de la Tierra.
objetos del Cinturón de Kuiper: cuerpos helados que se encuentran en las partes
externas del Sistema Solar, más allá de la órbita de Neptuno.
Observatorio Interamericano Cerro Tololo: ubicado en Chile, cuenta con un conjunto de telescopios ópticos de varios tamaños.
oscilador local: señal monocromática de gran amplitud que se aplica a un mezclador junto con la señal de entrada. La oscilación grande del voltaje del oscilador
local provoca que el mezclador se vuelva no lineal.
omar: One Millimeter Array Receiver. Ensamble de receptores heterodinos programdo para el gtm.
Oort (nube de). Nube muy lejana, aproximadamente esférica, que orbita alrededor
del Sol, postulada por el astrónomo holandés Jan Oort como la fuente de los
cometas de periodo largo.
175
176
pc: parsec. Unidad de longitud, definida como distancia a la cual una estrella tiene
un paralaje de un segundo de arco. Equivale a 3.26 años luz o a 3.09×1013 km,
es decir, aproximadamente 30 billones de kilómetros.
pixel: lemento más pequeño de que se compone una imagen, por ejemplo la desplegada en la pantalla de una computadora.
potencia equivalente de ruido: ambio en la potencia incidente necesario para pro√
ducir una señal detectable. Se expresa en unidades de W/ Hz.
Rama de las gigantes rojas: Estadio tardío en la evolución de una estrella.
receptor o detector coherente: receptor que acopla a un solo modo el campo de
radiación incidente y que es capaz de medir simultáneamente la amplitud y la
fase de este modo.
receptor heterodino: receptor coherente que usa un convertidor de frecuencias o
mezclador para transformar la banda de frecuencias de entrada a una banda
de frecuencia intermedia, de frecuencia mucho menor. A esta frecuencia más
baja, el procesamiento de la señal es mucho más fácil. Casi todos los receptores coherentes son heterodinos.
receptor incoherente: receptor que produce una salida de corriente directa (o casi),
que es proporcional a la potencia de entrada. Los elementos del detector no
discriminan señales de acuerdo con su frecuencia y pueden acoplar muchos
modos del campo incidente. La señal de salida no tiene relación con la frecuencia de la señal de entrada. Los bolómetros y los detectores fotoconductores
son incoherentes.
RF: radiofrecuencia.
RF (amplificador de): dispositivo que aumenta la potencia de la señal de entrada
de un receptor. La mayoría de los amplificadores de ondas milimétricas tienen
entradas de guías de ondas, en particular a frecuencias mayores de 50 GHz.
roe: Royal Observatory Edinburgh.
scuba: Sub-millimeter Common Use Bolometer Array. Instrumento que mide el continuo submilimétrico en los astros en el jcmt.
Glosario
sdss: Sloan Digital Sky Survey. Censo de aproximadamente una cuarta parte del
cielo, en longitudes de onda visibles.
sequoia: Second Quabbin Optical Imaging Array. Cámara de plano focal de 32 elementos para espectroscopía. Es uno de los instrumentos iniciales del gtm, actualmente en operación en el telescopio de 14 m del fcrao.
seti Institute: Search for Extraterrestrial Intelligence Institute. Proyectos de búsqueda de señales inteligentes de otras civilizaciones en nuestra galaxia. Generalmente se usan señales de radiofrecuencias.
SgrA*: Sagitario A∗ . Radiofuente compacta en el centro de la Vía Láctea. Se cree que
es producida por un hoyo negro masivo.
sings: Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey. Censo infrarrojo de galaxias cercanas realizado con el telescopio espacial Spitzer.
sis: superconducting-insulating-superconducting. Tipo de juntura superconductoraislante-superconductor utilizada en algunos receptores milimétricos.
sn: supernova.
speed: Spectral Energy Distribution Camera. Cámara para el gtm que usa bolómetros seleccionadores de frecuencia para medir simultáneamente la potencia en
cuatro bandas.
Spitzer: telescopio espacial Spitzer, de 85 cm de diámetro, optimizado para observaciones en el infrarrojo, a bordo de un satélite. Es uno de los cuatro grandes
observatorios de la nasa, antes conocido como SIRTF.
stsci: Space Telescope Science Institute, Baltimore.
swas: Submillimeter-Wave Astronomy Satellite. Satélite de la nasa y de varias universidades estadounidenses para estudiar la emisión de agua y de otras moléculas (1995- ).
Swift: observatorio de la nasa para observar destellos de rayos gamma y sus contrapartes en rayos X, ultravioleta y visible (2004-).
177
178
s-z (efecto): Efecto Sunyaev-Zel’dovich, producido por la interacción de los fotones
del fondo de radiación cósmica de microondas con los electrones calientes del
medio intergaláctico.
Telescopio Espacial Hubble: telescopio de 2.4 m de apertura, que opera entre el
ultravioleta y el infrarrojo, fruto de una colaboración entre la nasa y la esa.
Es uno de los cuatro grandes observatorios de la nasa.
Tsistema : temperatura de sistema de un bolómetro: es la temperatura equivalente al
sistema compuesto por el detector, sus componentes y el telescopio. Es igual
a la potencia equivalente de ruido dividida por la respuesta óptica.
Temperatura equivalente de ruido de un bolómetro: se define en términos de la
respuesta del sistema a una fuente con un espectro térmico, es decir, es igual
√
a Tsistema / ∆ν.
ua: unidad astronómica. Distancia promedio Tierra-Sol, aproximadamente igual a
150 millones de kilómetros.
University of Massachusetts Amherst. Contraparte estadounidense del proyecto
gtm.
vla: Very Large Array. Interferómetro de 27 antenas de 25 m de diámetro, dispuestas en forma de Y al oeste de Socorro, Nuevo México, operado por el nrao.
vlba: Very Long Baseline Array. Interferómetro de 10 radiotelescopios de 25 m de
diámetro, distribuidos en el territorio estadounidense y operado por el nrao.
vlbi: Very Long Baseline Interferometry. Interferometría de base muy larga que combina señales de dos o más radiotelescopios, separados por grandes distancias
para alcanzar una mayor resolución angular.
vme: Versa Module Europa. Sistema de canal de datos flexible que usa el estándar
Eurocard para tareas de computación intensivas. Consta de cuatro subcanales:
transferencia de datos, arbitraje, prioridad de interrupciones y utilerías. La
transferencia de datos es asíncrona, por lo que puede trabajar con tiempos de
respuesta muy variados.
Glosario
VxWorks: sistema operativo que funciona en tiempo real. Requiere una estación de
trabajo anfitriona para desarrollar programas. A diferencia de otros sistemas
como Unix, el desarrollo de VxWorks puede hacerse en una máquina anfitriona que corra Unix o Windows, vía compilación cruzada para correr en varias
arquitecturas de cpu.
wfpc2: Wide Field/Planetary Camera 2, cámara para imagen óptica del Telescopio
Espacial Hubble.
wmap: Wilkinson Microwave Anysotropy Probe. Misión de la nasa (2001-) para cartografiar el fondo de radiación cósmica en toda la bóveda celeste.
xml: Extensible Markup Language. Lenguaje de computación usado para el sistema
de control y monitoreo del gtm.
xmm: Newton observatory: satélite observatorio de rayos X operado por la esa
(2000-).
179
El Gran Telescopio Milimétrico:
Dos países vecinos exploran juntos el cosmos
se terminó de imprimir en junio de 2006
en los talleres de Offset Rebosán, S.A. de C.V.,
Acueducto 115, Huipulco Tlalpan, 14370 México, D. F.
Diseño de interiores y formación: Axel Retif,
en LATEX 2ε, distribución gwTEX
(http://ii2.sourceforge.net/tex-index.html),
con tipos Lucida (http://www.tug.org/lucida)
de 10 :15 puntos.
Preparación del material gráfico: Jorge Reyes.
La edición estuvo al cuidado de
Esperanza Carrasco y Antonio Bolívar.

El Gran Telescopio Milimétrico - Large Millimeter Telescope

Transcripción

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